Where Did the Outskirts Go? Outer Stellar Haloes as a Sensitive Probe of Supernova Feedback
最近Merritt等人（2020）对模拟和观测的银河系质量星系进行了比较，发现模拟和观测星系中恒星晕的外围（$r>20\kpc$）之间存在显著的张力。利用蜻蜓望远镜的观测结果和来自Illustris-TNG 100项目的模拟星系，Merritt等人2020发现模拟星系中恒星晕的外围具有比观测星系更高的表面密度$1-2$ dex。在本文中，我们比较了两套15个模拟银河系的星系，每个从相同的初始条件下绘制，模拟相同的流体动力学代码，但有两个不同的模型从超新星的反馈。我们发现，MUGS模拟，使用一个较老的“延迟冷却”模型的反馈，也产生了太多的恒星质量在外围的光环，与中位数的表面密度远高于观测限制。MUGS 2模拟，而不是使用一个新的，物理动机的"超级气泡“模型的恒星反馈，有$1-2$指数较低的外部恒星晕质量和表面密度。MUGS 2模拟一般匹配的中位数表面密度分布，以及在恒星晕表面密度分布的分散观察到的恒星晕。我们的结论是，在宇宙学模拟中没有“失踪的外围”的问题，只要超新星反馈的建模方式，使其能够有效地调节恒星形成的低质量的恒星晕外围祖环境。
2022-10-27 astro-ph.GA
The impact of stellar feedback on the structure, size and morphology of galaxies in Milky Way size dark matter haloes
我们使用宇宙学放大模拟银河系（MW）大小的晕中的星系形成，从相同的初始条件开始，研究星系的大小，重子分数，形态和角动量的演化与不同参数的恒星形成-反馈循环。我们的基准模型具有很高的本地恒星形成效率，这导致有效的反馈，产生一个现实的晚型星系，匹配的晚型星系的基本属性的演变：恒星质量，磁盘大小，形态为主的运动学冷盘，恒星和气体表面密度分布，和特定的角动量。我们认为，反馈的作用是双重的：（1）低角动量气体的去除和（2）保持一个较低的盘-晕质量分数，抑制磁盘不稳定性，导致角动量重新分配和重子的中心浓度。然而，我们的模型具有低的局部恒星形成效率，但每颗超新星的能量输入很大，选择产生一个与我们的基准模型具有类似恒星形成历史的星系，导致一个高度不规则星系，没有运动学冷分量，过度扩展的恒星分布和低角动量。这表明，只有当反馈被允许成为有力的通过本地有效的恒星形成在稠密的冷气体，由此产生的星系大小，气体/恒星表面密度分布和恒星盘角动量同意与观察到的$z=0$星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
The impact of feedback and the hot halo on the rates of gas accretion onto galaxies
我们调查的物理驱动气体吸积率到星系中心的暗物质晕使用EAGLE套件的流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在红移$z{\le}2$的吸积率增加到星系的晕质量范围$10^{10}-10^{11.7}M_{\odot}$的晕质量，之间的晕质量$10^{11.7}-10^{12.7}M_{\odot}$，并再次增加更高质量的晕。然而，星系气体吸积不平坦的中间晕质量时，活动星系核反馈关闭。为了更好地理解这些趋势，我们开发了一个物理驱动的星系气体吸积的半解析模型。我们表明，扁平化是由热晕的气体冷却速率。冷却半径与维里半径之比并不像一般认为的那样随晕质量的增加而连续减小。虽然它减少到${\sim}10^{13}M_{\odot}$晕，它增加更高的晕质量，导致星系气体吸积率上升。这可能表明，在高质量晕AGN反馈是不够有效的。当没有活动星系核反馈时，热晕的密度较高，冷却半径与维里半径的比值减小幅度较小，冷却速率较高。恒星反馈效率的变化也可以增加或减少星系的吸积率。这种趋势可以用前体星系喷射出的气体的再吸积和恒星反馈对黑洞生长的抑制来解释。
2018-04-04 astro-ph.GA
Deviations from hydrostatic equilibrium in the circumgalactic medium: spinning hot haloes and accelerating flows
在银河系L* 晕（M_200~10^12 Msol）到星系团尺度的EAGLE模拟晕中，对流体静力平衡（HSE）进行了检验。星系团（M_200>=10^14 Msol）重现了先前的结果，其中约90%的热压力是对重力的支持，但对于星系团大小的晕（M_200~10^13 Msol），这一比例下降，对于0.1-0.3 R_200之间的L* 晕，这一比例甚至更低（40-70%）。来自反馈的能量相对于晕的结合能朝向较低质量增长，导致与HSE的较大偏差。切向运动包括L* 晕中与HSE的最大偏差，表明热环星系介质（CGM）具有显著的亚离心旋转和角动量自旋参数，其比暗物质自旋参数高2- 3倍。热反馈可以强制性地上升到M_200<10^12 Msol晕的外CGM，既可以使重子运动到R_200以外，又可以提供不相关的切向运动。由此产生的热晕密度和旋转配置文件显示有前途的协议与银河系内晕的X射线观测，我们讨论了未来的观测前景，以检测旋转的热晕周围的其他星系。加速度和径向流运动也包括与HSE的显著偏差，特别是在L* 中看到的净向外加速度和指示主动反馈的组晕。黑洞反馈在群体晕的后期增长中以预防性的方式起作用，通过不馈送切向运动的冲击施加显著的加速度。我们认为，HSE是一个贫穷的假设CGM，特别是在内部地区，旋转重子热晕是一个重要的考虑CGM的分析模型。
2018-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of hot gaseous haloes around galaxies
我们使用一套流体动力学宇宙学模拟的进化和组装的Galeries和他们的环境（EAGLE）项目，调查热流体静力晕的形成和他们的依赖反馈机制。我们发现，一个强大的双峰的出现在概率密度函数（PDF）的辐射冷却和动力学时间的比率晕气体提供了一个清晰的签名的热日冕的形成。总质量为$10^{11.5}-10^{12}{\rm{M}}_{\odot}$的晕形成了一个与红移无关的热日冕，至少在模拟具有足够好的统计数据的间隔$z=0-4$中是这样。我们分析了建立的热气体质量的晕，$M_{\rm{hot}}$，作为晕质量和红移的函数，并发现，虽然更有力的银河风供电SNe增加$M_{\rm{hot}}$，活动星系核反馈减少它从晕中喷出气体。我们还研究了气体吸积到晕上的热性质，并测量了激波加热气体的分数作为红移和晕质量的函数。我们开发的分析和半分析的方法来估计一个“临界晕质量”，$M_{\rm{crit}}$，热晕形成。我们发现，质量的吸积冲击产生的加热速率等于辐射冷却速率，再现质量以上的晕发展一个显着的热大气。这产生了在$z=0$处的$M_{\rm{crit}} \approx 10^{11.7}{\rm{M}}_{\odot}$的质量估计，其与模拟结果一致。$M_{\rm{crit}}$的值对冷却速率的依赖性大于对任何反馈参数的依赖性。
2017-09-06 astro-ph.GA
The Characteristic Mass and Energy Conversion Efficiency in the Cusp-Core Transition of Dark Matter Haloes: Implications for Scaling Relations and Supernova feedbacks
University of Tsukuba（筑波大学）；National Institute of Technology, Sendai College（国立仙台高等专门学校）；Tohoku University（东北大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究揭示了暗物质晕尖峰-核心过渡的能量转换效率，发现其约为0.01，并确定了禁止转变区域，对星系形成模型提供约束。
2026-02-22 astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes - III: hydrogen absorption signatures around galaxies and QSOs in the Sherwood simulation suite
现代星系形成理论预测，星系对周围的气体环境产生影响，在调节转化为恒星的气体量方面发挥着根本性的作用。虽然恒星形成星系被认为是通过星系风提供反馈，但类恒星物体（QSO）被认为是通过吸积到中央超大质量黑洞上产生的热量提供反馈。反馈对恒星形成星系和类星体的气体环境的影响在数量上的差异还没有通过直接观测建立起来。使用舍伍德宇宙学模拟，我们证明，中性氢的测量在附近的恒星形成星系和类星体的时代的高峰星系形成显示过剩的LyA吸收延伸到共动半径约150 kpc的恒星形成星系和300 - 700 kpc的类星体。模拟包括超新星驱动的风与风速缩放一样的逃逸速度的光环帐户周围的恒星形成星系的吸收，但不是类星体。
2017-01-24 astro-ph.GA
Feedback reshapes the baryon distribution within haloes, in halo outskirts, and beyond: the closure radius from dwarfs to massive clusters
本研究通过三组宇宙流体动力学模拟，揭示了不同质量暗晕中重子再分布的主导反馈过程，提出了与质量相关的闭合半径概念及普适关系，为约束反馈物理模型提供了观测对比依据。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter In Disk Galaxies II: Density Profiles as Constraints on Feedback Scenarios
仅由暗物质宇宙学模拟预测的星系暗物质晕密度剖面与由旋转曲线分解推断的密度剖面之间的差异，即所谓的尖核问题，表明重子物理对星系中心区域的暗物质密度有影响。来自黑洞、超新星和大质量恒星的反馈可能都发挥了作用，它们在比暗物质晕的动力学时间更短的时间尺度上将物质从星系中心移走。在本文中，我们的目标是确定这样的反馈方案的基础上观察到的一组附近的星系的属性的约束。使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析银河系的旋转曲线，通过在以前的论文中开发的方法，我们约束密度分布和重子的影响，$r_1$，我们耦合到一个反馈模型，以估计的半径内的物质的分数，必须被驱逐，以产生目前观察到的晕配置文件的估计最小半径。我们表明，在富含气体的矮不规则星系DDO 154的情况下，从中心源（例如，黑洞或恒星形成区域）的流出可以产生足够的反馈的光环，而不删除磁盘气体。我们检查8个星系的旋转曲线的东西数据集，并确定其暗物质晕的径向密度分布的约束。对于一些星系，核心晕和宇宙学的$ρ\propto r^{-1}$尖点都被排除在外。这些中间的中心斜率需要重子反馈被微调。我们还发现，在他们的晕（如NGC 925），使用分裂的幂律晕配置文件产生的模型没有非物理的，尖锐的功能，在模型的基础上Einasto配置文件的星系表现出扩展的核心。
2014-04-29 astro-ph.GA
Impact of filaments on galaxy formation in their residing dark matter haloes
我们利用一个高分辨率的放大流体动力学模拟调查的影响，在其居住的暗物质晕的丝星系形成。提出了一种基于密度场和Hoshen-Kopelman算法的细丝识别方法。我们表明，冷和致密的气体预处理的暗物质丝可以进一步吸积到居住的个人低质量晕的方向沿丝。因此，与场晕相比，暗条晕的气体吸积是非常各向异性的。约30%的吸积气体的居住的灯丝晕的预处理，导致两个不同的热历史的气体在灯丝晕。与场晕相比，暗条晕具有更高的重子和恒星分数。不包括恒星的反馈，我们的研究结果表明，灯丝有助于气体冷却和增强恒星形成在其居住的暗物质晕在高红移（即z=4.0和2.5）。
2019-02-14 astro-ph.GA
Degeneracies Between Self-interacting Dark Matter and Supernova Feedback as cusp-core transformation mechanisms
我们提出了一套16个高分辨率的流体动力学模拟孤立的矮星系（气体和恒星盘加上恒星凸起）在最初的尖状暗物质（DM）晕，包括DM粒子之间的自相互作用（SIDM），以及随机恒星形成和随后的超新星反馈（SNF），使用恒星反馈模型SMUGGLE实施。模拟从相同的初始条件，我们调节SIDM和SNF的强度，通过系统地改变SIDM动量传递截面和气体密度阈值恒星形成。对于这两个参数的几种组合，DM晕形成具有相似尺寸和形状的恒定密度核。由于SIDM（绝热尖芯变换）形成的核心晕的速度色散曲线比由于SNF在突发恒星形成（脉冲尖芯变换）模拟中形成的核心晕的速度色散曲线更接近等温。脉冲SNF可以产生正的恒星年龄梯度，并增加星系中心气体的随机运动。模拟的星系在晕与核心，形成的螺旋在空间上更广泛，与恒星的金属丰度梯度是浅（在后期）比其他模拟的星系。气体和恒星的这种可观测的性质，表明引力势的绝热或脉冲演化，可以用来确定DM晕中观察到的核心是通过DM粒子之间的自相互作用形成的，还是响应于脉冲SNF。
2022-04-06 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
Testing Feedback-Modified Dark Matter Haloes with Galaxy Rotation Curves: Estimation of Halo Parameters and Consistency with $Λ$CDM
宇宙学$N$ -天体模拟预测了具有陡峭中央尖点的暗物质（DM）晕（例如NFW，Navarro et al. 1996）。这与低质量星系中气体运动学的观测结果相矛盾，这些观测结果意味着存在浅DM核心。重子过程，如绝热收缩和气体外流，原则上，可以改变初始DM密度分布，但它们的相对贡献的晕转变仍然不确定。最近的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（Di Cintio et al. 2014，DC 14）预测，内部密度分布系统地取决于恒星与DM质量之比（M $_*$ /M $_{\text{halo}}$）。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们测试的NFW和M $_*$ /M $_{\text{halo}}$依赖的DC 14晕模型对样本的147个星系旋转曲线从新的{ \it斯皮策}测光和准确的旋转曲线（SPITZER）数据集。这些星系都有扩展的H{ \small I}旋转曲线的射电干涉测量，以及准确的恒星质量密度分布的近红外测光。与NFW曲线相比，DC 14晕圈曲线提供了对数据的明显更好的拟合。与NFW不同，在我们的旋转曲线拟合中发现的DC 14晕参数自然落在由$Λ$ CDM预测的质量浓度关系和从丰度匹配推断的恒星质量晕质量关系的两个标准差之内，其中异常值很少。因此，由重子过程修改的晕轮廓与$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期更加一致，并且比忽略重子物理的晕模型更好地拟合了星系旋转曲线。我们的…
2017-01-11 astro-ph.GA
Intensity mapping of Loeb-Rybicki haloes from scattering of galactic Lyman-$α$ emission by the diffuse intergalactic medium before reionization
Université de Genève（日内瓦大学）；The Green Concept - Institute for Carbon Assessments and Restoration Ecology（绿色概念-碳评估与恢复生态研究所）；Harvard University（哈佛大学）
利用JWST数据预测z~9-16星系Ly-α光度演化，计算Loeb-Rybicki晕的功率谱，发现SPHEREx和CDIM等实验可统计探测其强度映射信号，并与21-cm发射互相关可显著探测至z~13。
2026-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Bursty star formation during the Cosmic Dawn driven by delayed stellar feedback
近年来，几个分析模型已经证明，关于晕生长和反馈调节恒星形成的简单假设可以与z>6的星系（有限的）现有观测数据相匹配。通过扩展这样的模型，我们证明了对恒星反馈施加时间延迟（在超新星爆炸的情况下不可避免地发生）会导致小星系的爆发。虽然超新星的祖先有很短的寿命（约5-30百万年），但延迟超过了在如此高的红移下星系的动力学时间。因此，恒星形成过程不受反馈的影响，持续了几个周期，并“超过”了反馈调节的恒星形成模型的预期。我们发现，即使在z>6时质量高达~10^10.5 Msun的原子冷却晕中，也会出现这种过冲。然而，这些爆发周期在大质量星系中很快就消失了，因为大的晕对反馈的抵抗力更强，所以保持了持续的气体供应。小星系中的爆发--很大程度上超出了现有观测的范围--会导致这些晕的光度分散（约1等），并将时间平均的恒星形成效率提高一个数量级。这种爆发可能对恒星形成和再电离的早期阶段产生重大影响。
2021-09-09 astro-ph.GA
Modelling the expulsion of baryons from haloes: the role of feedback and of the cosmological constant
University of Oxford（牛津大学）；Durham University（杜伦大学）
本文提出一个分析模型，基于引力坍缩、流体静压力和宇宙膨胀的平衡，预测恒星系中心距离内包含的气体质量分数等于宇宙值，揭示了暗能量在气体 expulsion 中的作用。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes - II: hydrogen absorption signatures from the environments of galaxies at redshifts 2 < z < 3
我们比较预测的大规模宇宙流体动力学模拟中性氢吸收签名附近的1 e11 - 1e12.5 MSun晕与观测测量。两种不同的流体力学技术和各种处方的气体去除高密度区域进行了检查。恒星形成和风反馈在维里半径外的HI吸收特征中只起次要作用，但在维里半径内起重要作用。因此，我们确定了三个不同的气体区域周围的晕：维里化区域，中银河系介质的维里半径以外所产生的扩展晕的星系约两个转弯半径，和星系际介质超越。对中银河系和星系间介质吸收量的预测在不同的方法中是稳健的，并且预测与在恒星形成星系和类星体宿主星系周围观察到的吸收量一致。然而，恢复维里化区域内的测量吸收量需要在模拟中具有更高的动态范围，或者需要额外的物理，或者两者兼而有之。
2015-05-08 astro-ph.GA
HI-selected Galaxies in Hierarchical Models of Galaxy Formation and Evolution
在这项工作中，我们研究的基本统计特性的HI选择星系提取六个不同的半解析模型，所有运行在相同的宇宙学N体模拟。一个模型包括一个显式的处理为原子和分子氢的冷气体的分区。所有的模型都很好地符合测量HI质量函数在本地宇宙中，与测量HI和星系恒星质量之间的标度关系，并与预测的2点关联函数HI丰富的星系。一个例外是，有一个模型预测，在10^12兆太阳以上的晕中，与星系相关的HI非常少：我们认为这是由于中央星系的射电模反馈过于有效，以及有效的恒星反馈和卫星的热气体瞬时剥离的结合。我们表明，卫星星系的治疗在低HI质量引入了很大的不确定性。虽然模型假设非瞬时剥离热气体往往形成卫星星系HI质量略小于那些中心具有相同的恒星质量，瞬时气体剥离不一定翻译在较低的HI质量。事实上，所采用的恒星反馈和恒星形成也会影响卫星。我们分析了模拟晕的HI含量和自旋之间的关系：低自旋晕倾向于托管HI贫穷的星系，而高自旋晕的星系在一个广泛的HI质量。在我们的模拟中，这是由于初始气体盘大小和晕自旋之间的相关性。
2016-11-07 astro-ph.GA
The central densities of Milky Way-mass galaxies in cold and self-interacting dark matter models
我们提出了一套重子宇宙放大模拟的自相互作用暗物质（SIDM）晕内的“反馈在现实环境”（FIRE）项目。这三个模拟的晕有$\sim 10^{12}\, \text{M}_\odot$在$z=0$维里质量，我们研究速度无关的自相互作用截面1和10 ${\rm cm^2 \, g^{-1}}$。我们研究了冷暗物质（CDM）和SIDM模型中的恒星形成率和母晕的暗物质密度剖面的形状。在SIDM晕中形成的星系在$z\leq1$有更高的恒星形成率，与CDM模拟相比，导致更多的大质量星系。虽然CDM和SIDM模拟都显示了不同形状的暗物质密度分布，但与CDM晕相比，SIDM晕可以在几个kpcs内达到更高和更陡峭的中心密度。我们确定了星系的半质量半径内的恒星的积累和中心暗物质密度的增长之间的相关性。在SIDM晕的热化过程中的一个致密的恒星组件的存在下，增强。因此，具有高度集中的重子轮廓的SIDM晕被预测为具有比CDM晕更高的中心暗物质密度。总的来说，SIDM晕比CDM晕更容易受到大量重子分布的影响。
2021-09-08 astro-ph.GA
Radiative feedback and the low efficiency of galaxy formation in low-mass haloes at high redshift
任何成功的星系形成模型都需要解释今天星系的小祖先中恒星形成的低速率。这种低效率是必要的复制低恒星维里质量分数，建议目前的丰度匹配模型。这种低效率的一个可能的驱动因素是来自大质量恒星的电离光子所施加的辐射压力。在宇宙学中，放大星系形成模拟辐射压力的影响被建模为一个非热压力，只在致密和光学厚恒星形成区域的行为。我们还包括大质量恒星的光致电离和光致加热。氢的完全光电离减少了$10^{4-4.5}$ K区域的辐射冷却。辐射压力的主要作用是调节和限制气体密度的高值和可用于恒星形成的气体量。这使得质量约为$z\simeq3$的$10^{11} \ {M_\odot}$的晕中的$\sim 1 \ {\rm M_\odot} \ {\rm yr}^{-1}$恒星形成率较低。红外捕获和光电离/光加热过程是在这个质量范围内的次级效应。居住在这些低质量晕中的星系只包含恒星总维里质量的$\sim0.6\%$，与丰度匹配大致一致。辐射反馈维持着一个具有上升圆速度剖面的扩展星系。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A dark matter profile to model diverse feedback-induced core sizes of $Λ$CDM haloes
我们分析了54个星系晕的冷暗物质密度分布与FIRE-2星系形成物理模拟，每个解决内的晕维里半径$0.5\%$。这些晕包含的星系质量从超暗矮星（$M_\star \simeq 10^{4.5} M_{\odot}$）到最大的螺旋星系（$M_\star \simeq 10^{11} M_{\odot}$）不等，并且具有核心和尖点的密度分布。我们使用一个新的分析密度分布，扩展了标准的Einasto形式，允许一个明显的恒定密度的核心，解决最里面的半径，我们的结果的特点。有了一个额外的核心半径参数，$r_{c}$，这个“核心Einasto”配置文件能够表征我们的反馈影响的暗物质晕的形状和归一化。为了能够与观察结果进行比较，我们提供了$r_{c}$和其他轮廓参数的拟合函数，作为$M_\star$和$M_{\star}/M_{\rm halo}$的函数。与文献中的类似研究一致，我们发现暗物质核心的形成在特征恒星质量与晕质量比$M_\star/M_{\rm halo} \simeq 5 \times 10^{-3}$或$M_{\star} \sim 10^9 \, M_{\odot}$时最有效，核心的大小大致为星系的半光半径$r_{c} \simeq 1-5$ kpc。此外，我们没有发现任何证据的核心形成半径$\gtrsim 100\ \rm pc$的星系与$M_{\star}/M_{\rm ha…
2020-07-08 astro-ph.GA
Internal Radiative Feedback Triggers Global Collapse and Direct-Collapse Black Hole Formation in Metal-free Atomic-Cooling Haloes
Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天体物理研究所）；Max-Planck-Institut fur Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马第一大学物理系）；Sapienza School for Advanced Studies（萨皮恩扎高等研究院）；INFN, Sezione Roma1, Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马第一大学物理系意大利国家核物理研究所）
本研究通过宇宙学辐射流体模拟发现，无金属原子冷却晕中的内部恒星反馈可触发整体坍缩，形成超大质量恒星并进而产生直接坍缩黑洞，放宽了对外部远紫外辐射场的要求。
2026-10-06 astro-ph.GA
How feedback shapes galaxies: an analytic model
我们介绍了一个简单的分析模型的星系形成，链接的暗物质晕在宇宙学背景下的恒星质量的建立在他们的增长。该模型旨在确定在宇宙时间内驱动星系-晕共同进化的物理过程。该模型限制了重子天体物理学的作用，以确定星系和它们的晕之间的关系。使用这种方法，星系的性质可以直接从其宿主暗物质晕的生长来预测。我们探讨模型中，有效的恒星形成效率内晕是一个函数的质量（或维里温度）和独立的时间。尽管它的简单性，该模型再现自洽的形状和演化的宇宙恒星形成率密度，特定的恒星形成率的星系，和星系的恒星质量函数，无论是在目前的时间和高红移。通过系统地改变模型中的有效恒星形成效率，我们探索了星系恒星质量函数特征形状的出现。在低红移观测到的双Schechter函数的起源自然地解释了两个效率制度的恒星晕质量的关系，即恒星反馈调节阶段，和超大质量黑洞调节阶段。通过提供一组解析微分方程，该模型可以很容易地扩展和反演，使天体物理学和宇宙学的作用和影响得以探索和理解。
2019-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI covering fraction of Lyman Limit Systems in FIRE haloes
University of Zurich（苏黎世大学）；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；Northwestern University（西北大学）
本研究利用FIRE项目的宇宙流体动力学模拟，探究不同红移和暗晕质量下莱曼极限系统的HI覆盖因子，揭示了低质量暗晕中覆盖因子与红移、质量的复杂依赖关系，为结构形成研究提供关键参考。
2024-07-15 astro-ph.GA
The ARTEMIS simulations: stellar haloes of Milky Way-mass galaxies
我们介绍了ARTEMIS模拟，一套新的42放大，高分辨率（重子粒子质量为~ 2 × 10^4 Msun/h），银河系质量的晕居住的星系的流体动力学模拟，模拟与鹰星系形成代码与重新校准的恒星反馈。在这项研究中，我们分析了恒星晕的结构，特别是质量密度，表面亮度，金属丰度，颜色和年龄径向配置文件，发现一般非常好的协议与最近的观测本地星系。恒星密度分布符合破幂定律，内斜率为~-3，外斜率为~ -4，破幂半径通常为~ 20-40 kpc。破裂半径通常标志着在原地形成和吸积驱动形成的晕之间的过渡。金属丰度、颜色和年龄剖面显示出温和的大规模梯度，特别是当球平均或沿主轴观察时。然而，沿着短轴，轮廓几乎是平坦的，与观察结果一致。总的来说，结构特性可以通过两个因素来理解：原位恒星占主导地位的内部区域，以及它们位于与盘对齐的空间扁平分布中。因此，需要对星系的长轴和短轴进行观测，以获得恒星晕的完整图像。
2020-08-12 astro-ph.GA
The effect of feedback and reionization on star formation in low-mass dwarf galaxy haloes
我们模拟了10^9 Msun的暗物质晕在宇宙学背景下的演化，并使用自适应网格加密代码模拟了局部低光度矮不规则星系和矮球状星系。本研究的主要目的是探讨再电离和超新星反馈在确定低质量矮星系恒星形成历史中的作用。我们包括了广泛的物理效应，包括金属冷却，分子氢的形成和冷却，光电离和光解从元银河系背景，一个简单的处方自屏蔽，恒星形成，和一个简单的模型超新星驱动的能量反馈。我们依次进行模拟，排除每个主要影响。我们发现，再电离是主要负责驱逐我们的模拟中的大部分气体，但超新星反馈需要分散的密集，冷气体的核心晕。此外，我们表明，再电离的时间可以产生一个数量级的差异，最终恒星质量的系统。对于我们在z=9时再电离的完整物理运行，我们发现z=0时的恒星质量约为10^5 Msun，半光半径内的质光比约为130 Msun/Lsun，与观测到的低光度矮星一致。然而，由此产生的恒星金属丰度中位数为0.06 Zsun，比观测到的系统大得多。此外，我们发现恒星的形成是截断的红移4和7之间，在孤立的矮系统中观察到的晚时间恒星形成的不一致，但与银河系超微弱的矮球体。我们调查我们简单的热能驱动的反馈方案中的能量反馈的功效，并建议它仍然可能遭受过度的辐射损失，尽管达到恒星粒子质量约100 Msun，和11 pc的共动空间分辨率。
2013-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of galaxy colour bimodality in the scatter of the Stellar-to-Halo Mass Relation
最近的观测表明，在给定的恒星质量下，蓝色星系倾向于生活在质量较低的晕中，而红色星系则生活在质量更大的宿主晕中。这背后的物理驱动因素仍然不清楚，因为理论模型预测，在相同的晕质量下，具有高恒星质量的星系倾向于生活在早期形成的晕中，这天真地导致了相反的趋势。在这里，我们表明，{ \sc Simba}模拟定量再现SHMR的颜色双峰，并揭示了晕形成时间和星系过渡时间之间的反比关系。这表明，这种双峰的起源是植根于冷气体含量的内在变化，由于晕组装的偏见。{ \sc Simba}的SHMR双峰性定量地依赖于其输入物理的两个方面：（1）喷流模式活动星系核反馈，其猝灭星系并设定定性趋势;以及（2）X射线活动星系核反馈，其完全猝灭星系并产生与观测更好的一致性。在{ \sc Simba}中，冷气体的增长和活动星系核的淬灭相互作用导致了SHMR双峰现象。
2021-06-29 astro-ph.GA
Under the sword of Damocles: plausible regeneration of dark matter cusps at the smallest galactic scales
利用受控N体实验研究了由暗物质吸积驱动的矮星系暗物质晕轮廓的演化。我们的初始条件假设超新星反馈擦除原始DM尖点的晕与$10^{9}-10^{10} \rm{M_{\odot}}$在$z=0$。下落子结构的轨道和质量是从{ \it Aquarius}模拟中借来的。我们的实验表明，一小部分的晕，经历1：3下降到1：30合并容易改革DM尖由$z\approx 0$。尖点再生长是由密度足够大的DM子结构的吸积驱动的，这些子结构在被潮汐破坏之前到达主晕的中心区域。在所报道的质量-浓度关系的平均值上，质量比大于1：6的子结构的落入系统地导致瓣尖再生长。在1：6到1：8和1：8到1：30之间的子结构需要分别位于平均值以上一个和两个sigma。这些致密的低质量子结构的合并时间尺度相对较长$(5-11 \rm{Gyrs})$，这可能会对矮星系DM核心的寿命造成时间尺度问题。这些结果表明，一定程度的分散在中央密度斜坡的星系晕的反馈作用是预期的随机质量吸积的历史低质量晕和不同的恒星形成的历史中观察到的本地群矮。
2014-09-12 astro-ph.GA
ARTEMIS emulator: exploring the effect of cosmology and galaxy formation physics on Milky Way-mass haloes and their satellites
本文提出ARTEMIS Emulator高分辨率模拟套件，通过系统改变恒星反馈、再电离红移和温暗物质质量等参数训练模拟器，实现快速预测，并揭示了这些参数对银河系质量晕及其卫星星系恒星质量的显著影响与简并性。
2024-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are the fates of supermassive black holes and galaxies determined by individual mergers, or by the properties of their host haloes?
本研究通过EAGLE模拟的对照实验发现，无并合时类银河系星系的黑洞生长与暗物质晕性质解耦，主并合会破坏星系盘、大幅促进黑洞生长并改变晕性质，表明并合是黑洞质量多样性的关键。
2023-11-06 astro-ph.GA
Metal-poor star formation triggered by the feedback effects from Pop III stars
第一代恒星（Pop III）的金属富集是结构形成中物质循环的第一步，随后是极贫金属（EMP）恒星的形成。为了研究Pop III星的富集过程，我们进行了一系列的数值模拟，包括光电离和超新星（SNe）的反馈效应的Pop III星的质量范围的minihaloes（MHs），M_halo，和Pop III星，M_Pop III。我们发现，富含金属的喷出物到达邻近的晕和外部富集（EE）发生时，晕的结合能是足够低于SN爆炸能量，ESN。邻近的晕只是表面富集，云的金属丰度[Fe/H] <-5。否则，SN喷出物回落，并形成富集云，即发生内部富集（IE）过程。当Pop III型恒星发生核塌缩SNe（CCSNe）时，MHS发生IE，在大多数情况下，MHS塌缩区的金属丰度为-5 < [Fe/H] < -3。我们的结论是，IE从一个单一的CCSN可以解释的EMP星的形成。对于对不稳定SNe（PISNe），EE发生在所有相关质量范围的MH，与EMP星之间没有PISNe的观测信号一致。
2018-01-04 astro-ph.GA
Baryon-driven decontraction in Milky Way mass haloes
我们从EAGLE模拟的高分辨率版本中选取了一个银河系质量晕样本，研究了它们内部的暗物质（DM）含量以及重子是如何改变它们的含量的。与以往的研究一样，我们发现所有的质量晕中心的质量都比它们的DMO（dark matter）大，这是由于在银河系的聚集过程中重子的耗散坍缩。然而，我们确定了两个过程，可以减少星系演化过程中的中央晕质量。首先，活动星系核反馈引起的气体爆发会导致中心DM质量的显著减少。其次，恒星棒的形成及其与DM的相互作用可以引起晕的长期膨胀; DM通过这个过程从中心区域疏散的速率与平均棒强度有关，并且它作用的时间尺度决定了晕有多少去膨胀。虽然我们所研究的晕的内部区域仍然比$z = 0$上的DMO对应物更大，但它们的质量明显小于过去，也小于经典绝热收缩模型的预期质量。由于MW中心同时有一个超大质量黑洞和一个棒，它的晕收缩的程度是不确定的。这可能会影响直接和间接DM检测实验中MW晕的质量和预期信号的估计。
2022-02-01 astro-ph.GA
The impact of feedback on the evolution of gas density profiles from galaxies to clusters: a universal fitting formula from the Simba suite of simulations
基于六个 Simba 模拟变体，本文研究恒星/AGN 反馈对 $10^{11}$–$10^{14}\\,M_\odot$ 晕气体密度轮廓的影响，并给出随质量和红移变化的通用幂律拟合公式。
2024-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scalar Field Dark Matter: Helping or Hurting Small-Scale Problems in Cosmology?
在超轻标量场暗物质（SFDM）宇宙学模拟结果的基础上，我们提出了SFDM晕密度分布与晕维里质量$M_{\rm h}$和标量场质量$m$的函数关系的综合模型。SFDM晕的中心区域由具有特征密度的孤子主导，该特征密度随着晕质量的增加而增加，并且在大半径处渐近线为CDM样轮廓。对于标量场质量$m \sim 10^{-22}$ eV，与大尺度结构观测一致，$M_{\rm h} \sim 10^{10} \,M_\odot$晕的核心密度低于冷暗物质（CDM），这在反馈不太有效的情况下加剧了太大而不能失败的问题（TBTF）。然而，具有$M_{\rm h} \sim 10^{11} \,M_\odot$的更高质量SFDM晕在小的观测相关半径处比它们的CDM对应物更密集。我们使用旋转曲线的$V \sim 100$公里的$^{-1}$星系从ESTA数据库显示，SFDM加剧了尖/核心和中央密度问题，在CDM在这个规模。我们的结论是，如果传统的宇宙学SFDM标度关系是正确的，那么重子反馈需要更低的密度在SFDM晕比CDM。这促使宇宙学和自洽流体动力学模拟的SFDM，以确定是否可以改变现实的反馈实现的中心孤子结构。
2018-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
The response of dark matter haloes to elliptical galaxy formation: a new test for quenching scenarios
我们使用SPH程序对四个质量为M_{200} \sim 10^{13} \Msun的晕进行了宇宙学流体动力学放大模拟，研究了暗物质对椭圆星系形成的响应。我们的模拟包括金属丰度依赖的气体冷却，恒星形成，和反馈的大质量恒星和超新星，但不活动星系核（AGN）。在z=2的祖先星系的恒星晕质量比符合晕丰度匹配，假设萨尔彼得初始质量函数。然而，当z=0时，标准运行会受到众所周知的过冷问题的影响，将恒星质量高估了4倍以上。为了模拟抑制性晕淬灭的场景，在我们的强制淬灭（FQ）模拟中，冷却和恒星形成在z=2时关闭。由此产生的z=0星系的恒星质量，大小和圆周速度接近观察到的。相对于控制模拟，FQ模拟中的暗物质晕已经收缩，中心暗物质密度斜率d \log ρ/d \log r \sim-1.5，表明单独的干合并不能完全逆转z>2时发生的收缩。然而，在文献中的模拟活动星系核反馈，发现膨胀或没有净变化的暗物质晕。因此，暗物质晕对星系形成的反应可能提供一个新的测试，以区分喷射和抑制淬火机制。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropy of Satellite Galaxies-II: Spatial Segregation as the Origin of Anisotropic Satellite Quenching in Haloes and Beyond
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；College of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文学系）
本研究通过多种宇宙学模拟揭示，卫星星系各向异性熄灭主要源于已熄灭与未熄灭星系的空间分离，而非反馈作用，并提供了跨晕内外的统一几何解释。
2026-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaping the unseen: the influence of baryons and environment on low-mass, high-redshift dark matter haloes in the SIEGE simulations
利用SIEGE高分辨率模拟研究早期宇宙低质量暗物质晕，发现恒星形成使中心尖点变平为核，并使晕更球形，外围呈长球状且沿宇宙细丝排列。
2023-09-04 astro-ph.GA
A model for core formation in dark matter haloes and ultra diffuse galaxies by outflow episodes
我们提出了一个简单的模型，一个无耗散的球形系统在其中心的瞬时质量变化的响应，描述了形成扁平的核心在暗物质晕和超扩散星系（UDG）从反馈驱动的外流情节在特定的质量范围。该模型将孤立壳体的简化分析推广到具有连续密度、速度和势分布的系统中。的响应被划分为一个瞬时的变化，由于一个给定的质量损失或增益，然后由能量守恒松弛到一个新的牛仔裤平衡的潜在的恒定速度。晕轮分布由具有可变内斜率和分析势分布的双参数函数建模（Dekel等人，2017），这使得能够确定平衡时的相关动能。该模型进行了测试对NIHAO宇宙放大模拟，它成功地预测了约75%的情况下，连续快照之间的内部暗物质轮廓的演变，主要是在合并的情况下失败。这个模型提供了一个简单的理解暗物质晕核和UDG的形成超新星驱动的外流，和一个有用的分析工具，研究这样的过程。
2019-11-22 astro-ph.GA
Colours, Star formation Rates, and Environments of Star forming and Quiescent Galaxies at the Cosmic Noon
作为真实环境反馈（FIRE）项目的一部分，我们在高分辨率宇宙学放大模拟中分析了z~2处大质量（10^12.5-10^13.5 Msun）晕中星系的恒星形成率（SFR）、颜色和尘埃散射。模拟不模拟活动星系核（AGN）的反馈，但再现恒星和晕质量之间的关系，恒星质量和SFR之间的观察。大约一半（三分之一）的模拟大质量星系（大质量中心星系）在z~2的宽带颜色分类为“静止”，静止中心的比例急剧下降，向更高的红移，与观测一致。z~2静止中心星系的前身星系的质量平均要比同样质量的恒星形成中心星系的前身星系大，比SFR低，并且存在于更多质量的晕中。模拟进一步预测了星系的形态混合，包括盘主导的，不规则的和早期类型的星系。然而，我们的模拟并没有再现在z~2观测到的最红的静止星系。我们也没有发现证据的颜色双峰，但我们的适度样本量的限制。在我们的模拟中，中等质量（Mstar~10^10-10^11 Msun）的中心星系的恒星形成活动受到两个不同物理过程的影响。由恒星反馈提供动力的外流导致了短暂的（<1亿年），但几乎完全抑制了恒星形成活动，之后许多星系迅速恢复并继续以正常速度形成恒星。此外，星系居住在缓慢增长的晕往往会经历一个温和的减少他们的SFR（“宇宙饥饿”）。这些过程和活动星系核反馈的相对重要性是不确定的，将在今后的工作中探讨。
2017-05-08 astro-ph.GA
Core Formation in High-z Massive Haloes: Heating by Post Compaction Satellites and Response to AGN Outflows
在恒星形成星系中观测到的旋转曲线表明，在$z\!\sim\! 2$质量为$\geq\! 10^{12}M_\odot$的晕内，延伸的扁平核心中暗物质令人费解地缺乏。目前的宇宙学模拟无法重现这一点，超新星驱动的外流在如此巨大的晕中并不有效。我们解决了一个混合的情况下，后压缩合并卫星加热的暗物质尖动态摩擦，允许活动星系核驱动的外流产生的核心。使用解析和半解析模型（SatGen），我们估计的动力摩擦加热作为一个函数的卫星紧凑性的宇宙学序列的合并。宇宙学模拟（VELA）表明，卫星的初始维里质量$>\!10^{11.3}M_\odot$，经历湿压缩，变得足够紧凑的显着加热。这些卫星在$z\!\sim\! 2$的半维里时间内加热了尖点，构成了晕$\geq\!10^{12}M_\odot$上吸积的主要部分。使用外流驱动的核心形成（CuspCore）的模型，我们证明了加热的暗物质尖发展扩展的核心，以响应去除一半的气体质量，而更紧凑的恒星系统保持不变。合并使暗物质保持高温，而新鲜和循环的气体供应足以供活动星系核流出。活动星系核确实在$\geq\!10^{12}M_\odot$晕中变得有效，在那里，黑洞的增长不再受到超新星的抑制，它的增长驱动的快速增长是由热CGM维持的。为了模拟再现动力摩擦效应，他们应该解决大型卫星的压实问题，避免人为的潮汐干扰。活动星系核的反馈可以通过星系团黑洞吸积和星系团对活动星…
2021-06-02 astro-ph.GA
Shape of Dark Matter Haloes in the Illustris Simulation: Effects of Baryons
我们研究了重子过程对暗物质晕形状的影响。这是一套使用移动网格程序{ \sc arepo}进行的流体动力学（Illustris）和仅含暗物质（Illustris-Dark）的宇宙学模拟。DM晕圈形状是使用迭代方法确定的，该方法基于$z=0$质量（$M_{200} = 1 \times 10^{11} - 3 \times 10^{14} M_\odot$）的惯性张量。收敛性检验表明，局部DM形状剖面仅对$r > 9ε$收敛，$ε$为Plummer等效软化长度，大于预期。来自非辐射模拟（即忽略辐射过程，恒星形成和反馈）的光晕与其DM对应物的形状没有变化：因此单独的移动网格流体动力学不足以导致DM形状的差异。随着星系物理学的全面实施，重子的凝聚导致了明显更圆和更扁的晕，中位短轴与长轴比$\left< s\equiv c/a \right> \approx 0.7$在整个晕和跨晕质量几乎不变。这在一定程度上提高了模拟预测和银河系晕形状的观测估计之间的一致性。一致地，DM的速度各向异性也减少了在Illustris，跨晕质量和半径。在内晕（$r=0.15 R_{200}$）中，$s$和$q$（中长轴比）都表现出与星系质量的非单调性，峰值在$m_* \approx 10^{10.5-11} M_\odot$，我们发现这是由于内晕形状与星系形成效率的强烈相关性。在插图中的重子影响晕的形状与晕的性质…
2018-09-19 astro-ph.GA
Efficient Formation of Massive Galaxies at Cosmic Dawn by Feedback-Free Starbursts
本文提出无反馈星暴（FFBs）机制，在宇宙黎明期高密度、低金属丰度条件下，大质量暗物质晕中的气体可在自由落体时间内高效转化为恒星，从而解释 JWST 观测到的 z~10 明亮星系超出现象。
2023-05-22 astro-ph.GA
Baryonic mass budgets for haloes in the EAGLE simulation, including ejected and prevented gas
反馈过程预计将通过从星系及其相关的暗物质晕中喷射气体，以及防止扩散气体被吸积来塑造星系的演化。我们目前的预测从鹰模拟项目的质量预算与“喷射”和“防止”的气体，以及喷射金属。我们发现，大多数的重子，是与质量$10^{11} < M_{200} \, /\mathrm{M_\odot} < 10^{13}$在$z=0$晕已被抛出维里半径后，已被吸积。当考虑到从卫星（及其前身）喷出的气体时，即使在最大质量的模拟星系团（$M_{200} \approx 10^{14.5} \, \mathrm{M_\odot}$）中，合并喷出的质量也占总重子预算的一半，结果是如果包括喷出的气体，总重子预算超过宇宙平均值。我们发现，气体只被阻止被吸积到晕$M_{200} < 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$，这部分约占一半的总重子预算$M_{200} < 10^{11} \, \mathrm{M_\odot}$，与喷出的气体弥补了大部分的剩余一半。对于金属来说，大部分没有被锁定在恒星中的质量都被喷射到维里半径之外，至少对$M_{200} < 10^{13} \, \mathrm{M_\odot}$来说是这样。最后，在维里半径，我们发现，大多数的质量在环银河介质（CGM）没有通过ISM的祖星系，所有的晕质量和红移。然而，在过去，大约一半维里半径内的CGM通过了ISM。
2021-12-15 astro-ph.GA
The inefficiency of stellar feedback in driving galactic outflows in massive galaxies at high redshift
最近的观测表明，星系外流在高红移星系中普遍存在，包括正常的恒星形成星系、类星体宿主和尘埃恒星形成星系（DSFG）。然而，外流对其宿主进化的影响仍然是一个悬而未决的问题。在这里，我们分析了恒星形成的历史（SFH）和星系流出的大规模晕（$10^{12}M_{\odot}<M_{\rm vir} <5\times 10^{12}M_{\odot}$）在$z\gtrsim5.5$在三个放大宇宙学模拟从MassiveFIRE套件，作为反馈在现实环境（FIRE）项目的一部分。这些模拟是用FIRE-2模型进行的，该模型不包括来自活动星系核（AGN）的反馈。模拟的星系类似于$z>4$ DSFG，SFR为$\sim 1000\ M_{\odot}\rm yr^{-1}$，分子气体质量为$M_{\rm mol}\sim 10^{10}\ M_{\odot}$。然而，模拟的星系的特点是较高的圆速度比在高z DSFG中观察到的。恒星反馈的质量负载因子的顺序为$\sim 0.1$，这意味着恒星反馈是低效的驱动星系外流和气体被消耗的恒星形成的时间尺度比它被驱逐出的星际介质（ISM）。我们还发现，恒星反馈是非常低效的自我调节恒星形成在这一制度，与平均综合恒星形成效率（SFE）每动态时间的$30\%$。最后，相比于同样大规模的晕在较低的红移的FIRE-2星系，我们发现较低的质量负载因子和较高的SFE高红移样品。我…
2022-11-15 astro-ph.GA
The impact of baryons on dark matter haloes
我们分析了一个约10^12 M太阳晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。虽然与纯动力学运行相比，当重子被收集在晕的中心时，DM剖面变得更加集中，但是单独的重子总质量不足以完全预测DM剖面的反应。我们还注意到，重子影响DM分布，甚至以外的中心区域。在这些系统中，气体转化为恒星是由超新星（SN）反馈调节的，因此能够形成重要的盘状结构，发现这些系统比早期有效地将其大部分重子转化为恒星的星系具有更集中的暗物质分布。卫星的吸积被认为是与膨胀的暗物质配置文件，从传入的卫星角动量转移触发。随着SN反馈的影响增加，卫星的质量变小，甚至在接近主结构之前被强烈破坏，导致角动量转移减少。我们的研究结果表明，DM晕的反应是由重子组装成一个星系沿着他们的合并树的历史。
2009-02-12 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 quenching and morphological evolution of central galaxies is facilitated by the feedback-driven expulsion of circumgalactic gas
我们研究环星系介质（CGM）的属性和淬火和中央星系的形态演化的EAGLE和IllustrisTNG模拟之间的联系。模拟产生非常不同的中值CGM质量分数$f_{\rm CGM}$，作为晕质量$M_{200}$的函数，其中低质量晕在IllustrisTNG中比在EAGLE中显著更富含气体。尽管如此，在这两种情况下，在固定的$M_{200}$在$f_{\rm CGM}$中的散射与特定的恒星形成率和中央星系的运动学形态密切相关。$\sim L^\star$星系的相关性最强，对应于AGN反馈变得有效的质量尺度。这种反馈提高了CGM的冷却时间，防止气体吸积到星系上以促进恒星的形成，从而建立了一种偏好，即淬火的球状星系被低质量$f_{\rm CGM}$的晕所承载。在这两个模拟中，$f_{\rm CGM}$与宿主晕的本征浓度呈负相关，因此与其结合能和形成红移呈负相关，主要是因为早期的晕形成促进了中心黑洞（BH）的快速早期生长。这导致了较低的$f_{\rm CGM}$在固定的$M_{200}$在鹰，因为BH达到高吸积率更快，而在IllustrisTNG它的发生，因为中央BH达到质量阈值，在该AGN反馈被假定为从热转换到动力注入更早。尽管存在这些差异，但这些最先进的模拟一致认为，从CGM中排出有效冷却的气体是中心星系淬火和形态演化的关键步骤。
2019-11-15 astro-ph.GA
A machine learning approach to mapping baryons onto dark matter haloes using the EAGLE and C-EAGLE simulations
该研究提出一种基于树的机器学习方法，结合EAGLE周期性模拟与C-EAGLE星系团缩放模拟训练模型，可通过暗物质晕属性预测星系重子属性，大幅降低计算成本并适用于更大体积的纯暗物质模拟。
2023-05-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
On the unique evolutionary mechanisms of massive quiescent galaxies in the epoch of reionisation
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；JWST Australia Data Centre [JADC], Swinburne Advanced Manufacturing and Design Centre [AMDC]（JWST澳大利亚数据中心，斯威本先进制造与设计中心）
研究再电离时期高质量静止星系的演化历史，发现抑制反馈机制下星系快速形成并持续增长，为未来观测和模拟研究提供指导。
2026-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
FLAMINGO: Tracing the co-evolution of hot gas and black holes in galaxy groups and clusters
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）
研究通过FLAMINGO模拟探讨了星系团和团簇中热气体与黑洞共同演化对气体质量分数-暗物质晕质量关系中内在散射的影响，揭示了黑洞早期生长历史对当前散射模式的塑造作用。
2026-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observing AGN feedback with CO intensity mapping
目前的星系形成模型要求大质量星系中的恒星形成受到类星体反馈机制的限制。反馈过程可以通过CO旋转梯来研究活动星系核的分子气体含量，但这些观测的复杂性意味着目前的数据仅限于极亮的CO天体。即将到来的CO强度映射实验提供了一个机会，更少的偏见探测类星体反馈。通过将强度图与活动星系核的光谱测量相关联，我们可以同时获得大量类星体的平均CO光度的测量结果。我们表明，实验如COMAP，CCAT总理，CONCERTO有足够的灵敏度来检测这种互相关，如果现有的活动星系核观测是代表整个人口，并放置有趣的上限，如果他们不是。未来的调查将能够提高这些测量的精度的数量级，允许在广泛的宇宙历史中详细研究类星体的属性。
2019-04-05 astro-ph.GA
