Fragmentation inside atomic cooling haloes exposed to Lyman-Werner radiation
在宇宙早期的原始环境中诞生的超大质量恒星有希望成为超大质量黑洞的种子，在再电离时代之后不久被观测为高红移类星体。H $_2$的抑制被认为是至关重要的，以否定正常的第三星族恒星的形成，并允许高吸积率驱动超大质量恒星的形成。只有在避免剧烈碎裂的情况下，整体坍缩才能成功地产生一个单一的大质量中心物体。我们研究了在不同水平的背景莱曼-维尔纳通量作用下，原子冷却晕坍缩中形成的碎裂位点的数量。背景莱曼-沃纳通量通过破坏H $_2$来操纵坍缩晕中气体的化学性质。我们发现，只有当崩溃的气体云转移从分子到原子冷却制度是破碎程度的抑制。在我们的特殊情况下，我们发现这发生在J $\sim 10$ J $_{21}$的临界莱曼-沃纳背景之上。重要的标准是过渡到原子冷却制度，而不是J的实际值，这将局部变化。一旦气体的温度超过T $\gtrsim$ 10 $^4$ K并且气体转变为原子线冷却，则强烈的碎裂被强烈抑制。
2018-01-12 astro-ph.GA
Massive Star Formation in Metal-Enriched Haloes at High Redshift
超大质量恒星的形成通常是在原始无金属气体快速吸积的假设下研究的。然而，最近发现，金属丰度达到$Z \sim 10^{-3}$ Z $_{\odot}$的气体也可以促进超大质量恒星的形成，只要进入原恒星的总质量下降率保持足够高。我们进一步扩展分析，研究如何丰富的超大质量恒星候选人晕将受到影响，如果所有的超临界下降率的晕，无论金属丰度。我们研究这种情况下，确定所有的原子冷却晕在文艺复兴时期的模拟与中央质量下降率超过一个固定的阈值。我们发现，在这些晕的中心质量下降率超过0.1 M $_{\odot}$年$^{-1}$约三分之二的这些晕有$Z > 10^{-3}$ Z $_{\odot}$的金属丰度。如果这些晕内的金属混合在它们的组装早期是低效的，并且贫金属气体的口袋可以保留，那么拥有超大质量恒星的晕的数量可以增加至少四倍。此外，这些高坠落率晕的中心提供了理想的环境，在其中生长预先存在的黑洞。进一步的研究（超大质量）恒星形成动力学的快速崩溃晕，不均匀的金属分布，需要获得更多的洞察超大质量恒星形成的早期星系以及早期黑洞的增长。
2020-08-20 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
HI-shielding of ${\rm H_2}$ in UV-irradiated protogalaxies: suppression of the photodissociation rate
我们研究了中性氢吸收对软紫外辐射下原星系晕中${\rm H_2}$光解离的影响。当中性柱密度超过$10^{22}$ ${\rm cm^{-2}}$时，莱曼系列吸收可以显著地耗尽与${\rm H_2}$莱曼-沃纳带重叠的离解光子，但是这种效应以前没有被包括在原星系晕的研究中。我们使用高分辨率的三维流体动力学模拟来研究这种“HI屏蔽”在三个无金属原子冷却晕在红移$z \sim 10-20$崩溃。我们使用CLOUDY模型来更新HI屏蔽的先前拟合公式，HI屏蔽是非基态${\rm H_2}$振转布居屏蔽的更好模型，并在我们的模拟中实现新的拟合。我们发现，包括HI屏蔽增加了“临界通量”的抑制${\rm H_2}$冷却在这些晕$\sim 60-100$百分之。较大的临界通量有影响，特别是预测的候选人晕的数量，其中“直接崩溃”可能种子大规模（$\sim 10^5$ ${\rm M_\odot}$）黑洞在$z \sim 15$。
2022-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing the birth of a supermassive protostar
$\rm z>6$类星体的探测揭示了少数$\rm 10^9~M_{\odot}$类星体中超大质量黑洞的存在。解释它们在婴儿宇宙中形成的潜在途径之一是所谓的直接坍缩模型，该模型提供了大量的$\rm 10^5-10^6~M_{\odot}$种子。一个等温的直接崩溃的任务，晕应该是一个原始的组成和形成的分子氢仍然抑制在一个强大的莱曼维尔纳通量的存在。在这项研究中，我们进行高分辨率的宇宙学模拟两个大规模的原始晕采用详细的化学模型，其中包括$\rm H^-$冷却以及现实的不透明度的束缚自由$\rm H^-$发射和瑞利散射的氢原子。我们能够解决的崩溃到前所未有的高密度的$\rm \sim 10^{-3}~g/cm^3$和规模约$\rm 10^{-4}$ AU。我们的研究结果表明，气体冷却到$\rm \sim $ 5000 K的存在下，$\rm H^-$冷却，并诱导碎片在约8000 AU的规模在两个模拟晕之一，这可能会导致形成一个二进制。此外，碎裂也发生在AU规模的晕之一，但团块预计合并在短时间尺度。我们的研究结果证实，$\rm H^-$冷却并不能阻止超大质量恒星的形成，冷却辐射的捕获在小尺度上稳定了坍缩。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of reionization on the formation of supermassive black hole seeds
直接坍缩黑洞（DCBH）是由早期宇宙中原子冷却的原始气体坍缩形成的，是超大质量黑洞种子的有力候选者。DCBH被认为是在存在强分子解离的莱曼-沃纳（LW）辐射场的情况下在原子冷却晕中形成的。在这种情况下，恒星形成星系可能是LW辐射的来源，来自这些星系的电离辐射可能伴随着LW辐射。我们目前的宇宙学模拟解决的原始气体坍缩成一个原子冷却晕，包括LW和电离辐射的影响。我们发现，在气体没有自屏蔽电离辐射的情况下，坍缩可以延迟约2500万年。当电离的气体确实坍缩时，存在的自由电子催化H2的形成。反过来，H2冷却在晕的中心变得有效，并且防止了DCBH的形成。然而，我们强调，在许多情况下，气体坍缩成原子冷却晕在高红移是自屏蔽电离辐射。因此，只有在一小部分这样的晕中，DCBH的形成由于再电离而被阻止。
2015-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fluorescent rings in star-free dark matter haloes
低质量暗物质（DM）晕中气体的光加热阻止重子冷却，使晕中没有恒星。这些“黑暗”晕中的气体仍然暴露在紫外线背景（UVB）下，因此预计将通过荧光复合线发射。我们提出了一套辐射转移模拟，模型暗晕作为球形气体云在流体静力学平衡与DM晕势，并在热平衡与UVB在红移z = 0。我们使用这些模拟来预测H-alpha中的表面亮度，我们发现在10^9.5和10^9.6 M_sun之间的狭窄质量范围内，H-alpha中的晕具有特征性的环形形态。我们探讨如何发射取决于物理参数，如DM密度分布和UVB光谱。我们预测了天空中荧光晕的丰度，并讨论了可能的检测策略。我们演示了如何详细的观察荧光环可以用来推断的性质的晕主机他们，如他们的密度分布和质量浓度关系，以及直接测量的UVB振幅。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Formation of an embryonic supermassive star in the first galaxy
我们利用三维流体动力学模拟研究了作为超大质量恒星（SMS; >10^5 Msun）的候选祖先的温暖（~8000 K）原始气体云的引力坍缩，包括可能导致云碎裂的H2和H的所有相关冷却过程。这是第一次模拟这种解决原恒星形成。我们发现，云发生失控崩溃没有一个主要的片段。虽然H_2的含量通过三体反应在~10^-13 g/cm^3处跳跃了一个很大的因子，但由于光学厚度的原因，其冷却仍然效率低下，温度保持在3000 K以上。当云的中央核心对~10^-8 g/cm^3的连续辐射变得不透明时，就形成了一颗质量约为0.2 Msun的流体静力原恒星。原恒星通过致密的对流的快速吸积，在约1年的时间内成长到质量约为1 Msun，半径约为2 AU。由于吸积速率高达2兆太阳/年，这颗原恒星有望在其生命周期内转变为SMS，最终坍缩为宇宙早期z~7处观测到的超大质量黑洞的种子。
2014-09-22 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 origin of spin in galaxies: clues from simulations of atomic cooling halos
为了阐明星系中暗物质和重子自旋的起源，我们从宇宙学初始条件出发进行了流体动力学模拟。我们研究了红移范围为$100 > z > 9$的原子冷却晕，在红移为$z=10$。我们假设气体具有原始成分，并且在晕中${\rm H_2}$冷却和先前的恒星形成被抑制。本文对四种具有极低（$λ\approx 0.01$）、低（$λ\approx 0.04$）、高（$λ\approx 0.06$）和极高（$λ\approx 0.1$）自旋参数的晕的气体和暗物质性质进行了综合分析。我们的主要结论是，自旋的方向和大小最初是很好地描述了潮汐扭矩的线性理论，但后来决定于合并和吸积历史的每个晕。我们提供的证据表明，合并区域的拓扑结构，即碰撞细丝的数量，给出了一个准确的预测暗物质和气体的自旋：在结的中心晕将有低自旋，而那些在中心的细丝将有高自旋。晕的自旋由$λ\approx 0.05 \times \left(\frac{7.6}{\rm number\,\,\, of \,\,\, filaments}\right)^{5.1}$给出。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback-regulated star formation and escape of LyC photons from mini-haloes during reionisation
早期宇宙的再电离很可能是由矮星系驱动的。利用宇宙学辐射流体动力学模拟方法，利用$M_{\rm halo} \le 10^8\,M_\odot$研究了恒星形成和莱曼连续谱光子从微晕逃逸的过程.我们的模拟包括一个新的热湍流恒星形成模型，非平衡化学和相关的恒星反馈过程（年轻的大质量恒星，辐射压力和机械超新星爆炸的光电离）。我们发现，反馈减少恒星的形成非常有效的迷你晕，导致在恒星质量的斜率和标准化Kimm \& Cen和经验恒星质量晕质量关系在本地宇宙中得出的报告一致。由于恒星的形成是随机的，并由少数气体团控制，因此小型晕中的逃逸分数通常由辐射反馈（由于光电离而加热）决定，而不是超新星爆炸。我们还发现，光子数加权的平均逃逸分数的迷你晕是更高的（$\sim20$ - $40\%$）比原子冷却晕，虽然在个别晕的瞬时分数变化显着。Pop III星的逃逸分数只有在质量大于$\sim$ 100\，\msun时才有意义（$\ge10\%$）.基于简单的分析计算，我们表明，LyC光子从迷你晕，尽管他们的逃逸分数高，由于效率低下的恒星形成的再电离的次要意义。我们证实了以前的说法，在原子冷却晕与质量$10^8\,M_\odot\le M_{\rm halo} \le 10^{11}\,M_\odot$的恒星可能是最重要的再电离源。
2017-01-10 astro-ph.GA
The Influence of Streaming Velocities on the Formation of the First Stars
第一颗恒星是如何、何时、何地形成的，是关于宇宙黎明时代的基本问题。流体方程中的二阶效应最近被发现做出了重大贡献：气体和暗物质之间的偏移速度，即所谓的流动速度。先前对有限数量的低质量暗物质晕的模拟表明，这种流动速度可以延迟第一批恒星的形成，并降低低质量区域的晕气体分数和晕质量函数。然而，系统的探索，其影响在大样本的晕一直缺乏到现在。在本文中，我们提出了一组宇宙学模拟的结果与不同的流动速度进行移动网格代码AREPO的宇宙区域。我们的模拟具有非常高的质量分辨率，使我们能够准确地解决小到$10^5 \: {\rm M_{\odot}}$的迷你晕。我们表明，在没有流，最小的质量晕，包含冷气体有一个质量$M_{\rm halo, min} = 5 \times 10^{5} \: {\rm M_{\odot}}$，但冷却只成为有效的晕质量大于$M_{\rm halo,50\%} = 1.6 \times 10^6 \: {\rm M_{\odot}}$在大多数晕。在具有非零流动速度的区域中，$M_{\rm halo, min}$和$M_{\rm halo,50\%}$两者都显著增加，对于局部流动速度的值的每一个西格玛增加大约几倍。因此，在流速为$v_\mathrm{stream} \ge 3\,σ_\mathrm{rms}$的区域，迷你晕中气体的冷却被完全抑制，这意味着这些区域中的第一颗恒星形…
2018-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of turbulence and rotation on protostar formation as a precursor to seed black holes
上下文第一个超大质量黑洞的种子可能是由$\gtrsim 10^4$ K晕中的热原始气体直接坍缩产生的，形成超大质量或准星作为中间阶段。目标。我们探讨了在强烈的莱曼-维尔纳辐射背景下，原始气体坍缩所导致的原恒星的形成。特别是，我们调查的湍流和旋转的气体云的碎裂行为的影响。我们通过改变初始湍流和旋转速度来实现这一目标。方法.我们进行了3D自适应网格细化模拟，分辨率为64细胞每牛仔裤长度使用ENZO代码，模拟形成一个原恒星高达前所未有的高中心密度的$10^{21}$厘米$^{-3}$，和空间尺度的几个太阳半径。为了实现这一目标，我们采用KROME软件包来改进化学和热过程的建模。结果我们发现，模拟的气体云的物理性质变得相似的小尺度上，无论初始量的湍流和旋转。在达到最高级别的细化之后，模拟已经另外演化了~5次自由落体时间。在每次模拟结束时，都会形成一个半径为$2 \times 10^{-2}$ AU、质量为~ $7 \times 10^{-2}$ M $_{\odot}$的单一束缚团块，标志着原恒星形成的开始。无论初始湍流或旋转量如何，在模拟结束时都没有观察到强烈的碎裂，并且发现每年有几个太阳质量的高吸积率。在如此高的吸积率下，一颗准恒星$10^5$ M $_{\odot}$有望在$10^5$年内形成。
2014-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disc fragmentation and oligarchic growth of protostellar systems in low-metallicity gas clouds
我们研究低金属丰度恒星的形成与一套高分辨率的流体动力学模拟各种气体金属丰度在广泛的$0$ - $10^{-3} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。我们的模拟遵循非平衡化学和辐射冷却，采用现实的元素丰度和尘埃尺寸分布。我们研究的条件崩溃的云（云碎片; CF）和吸积盘（光盘碎片; DF）的碎片。我们发现，CF被抑制，由于快速的气体加热伴随着分子氢的形成，即使与有效的尘埃冷却金属度$\gtrsim 10^{-5} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。相反，DF发生在几乎所有的运行，无论金属丰度。我们还发现，在吸积盘中，原恒星系统的生长总体上是寡头的。初级原恒星通过气体的吸积而成长，次级原恒星通过螺旋臂的相互作用或快速旋转的原恒星的分裂而形成。尽管有强烈的分裂，但很大一部分次级原恒星通过合并或潮汐破坏事件而被摧毁。在第一个绝热核心形成后的几百年里，只有几颗原恒星存活在圆盘中，原恒星的总质量为$0.52$ -- $3.8 \ {\rm M}_{\bigodot}$。
2021-09-27 astro-ph.GA
Formation of metal-free binaries: Impact of H$_{2}$ line cooling and CIE cooling
在原始恒星形成期间，主要的冷却通道由H $_{2}$和超分子（如H $_{2}$或H $_{2}$）提供，密度足够高。当后者在$n_{\rm H}$ $\geq$ $10^{14}$ ~cm $^{-3}$形成时，碰撞诱导发射（CIE）提供有效的气体冷却。我们研究了CIE冷却如何影响无金属二进制比较模拟和没有这个过程的形成。无论冷却机制，我们发现一个典型的原恒星质量范围在0.01至100 M $_{\odot}$。然而，只有H $_{2}$线冷却的模型产生了更多的低质量的原恒星，表现出更强的径向速度的变化比高质量的原恒星。同样，在模型与H $_{2}$冷却和CIE冷却，显着的径向速度的变化被发现在中间质量范围的原恒星。初始碎片数$N_{\rm max}$随着湍流强度的增加而减少。通过超分子冷却可以让最大质量的原双星（MMPBs）有效地增加质量。最大质量吸积率$\dot M_{\rm max}$的MMPBs是一个以上的数量级高于纯H $_{2}$线冷却的CIE冷却的存在。因此，半长轴小至3.57 au的致密双星可能通过H $_{2}$ $-$ H $_{2}$冷却通道形成。我们的研究结果表明，除了MMPBs大多数人口III（Pop. III）的二进制文件应该在偏心，即非圆轨道。这提供了一个重要的连接到偏心双星报告在以前的研究中，这被发现表现出丰富的时间吸积信号在其演变过程中。
2022-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Effects Promote Supermassive Star Formation in Metal-enriched Atomic-cooling Halos
该研究通过磁流体动力学模拟发现，富金属原子冷却晕中磁场会因原恒星作用放大，促进低质量原恒星并合与主原恒星质量增长，且极贫金属环境下增长速率最高，影响直接坍缩黑洞形成判据。
2023-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Stochastic Star Formation & Feedback: Mapping Low-Mass Galaxies to Dark Matter Haloes
在宇宙学$N$ -体模拟中，观测到的银河系卫星星系（以下简称MW）与暗物质暗晕的比较表明，这种暗晕如果存在的话，是以随机方式被卫星星系占据的。我们研究如何效率低下的大质量恒星形成和相关的超新星反馈高红移的祖先，今天的低质量subhaloes可能有助于这种随机性。使用蒙特卡罗方法来跟踪装配历史的低质量的$10^7 \lesssim M \leq 10^{10}$ ${\rm M}_{\odot}$，我们确定冷却和恒星形成时可能会进行，并观察到，与现今的质量$\lesssim 10^9 {\rm M}_{\odot}$的光环从来没有增长到足够大的支持原子氢线冷却。注意到恒星形成的时间尺度急剧下降的恒星质量为$t_{\rm PMS} \propto m_{\ast}^{-2.5}$，我们认为，如果高质量恒星形成的条件出现在低质量的晕，随之而来的超新星很可能会破坏正在进行的低质量恒星的形成和解除气体的晕内。这种潜在的恒星形成气体是不太可能补充在较低质量的晕，因为，例如宇宙学再电离，所以我们预计星系形成的方式，这取决于主机晕组装历史和效率和恒星形成的时间在原星系，我们说明使用蒙特卡洛模型受阻。基于这些简单的物理参数，我们断言，恒星形成和反馈的随机性是一个重要的，但被忽视的成分在最小尺度上的星系形成建模。
2014-06-27 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
Towards A Universal Analytical Model of Population III Star Formation: A Bridge Between Cosmological Scales and Protostars
Perimeter Institute for Theoretical Physics（perimeter理论物理研究所）；Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理学中心理论天体物理研究所）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Korea Institute for Advanced Study (KIAS)（韩国高等科学研究院）；Kyoto University（京都大学）；Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本文提出一个分析模型，连接宇宙辐射背景与亚天文单位原恒星盘碎片化，通过结合不同尺度模型，揭示恒星形成效率受Lyman-Werner通量影响的范围。
2026-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes: methodology comparisons using hydrodynamical simulations of the intergalactic medium
为了模拟星系的气体环境，我们使用数值重力流体动力学程序GADGET-3和Enzo对红移z ~ 3的星系际介质（IGM）进行了宇宙学模拟。我们使用三种不同的算法识别模拟中的晕。不同的质量结果的晕等级排序，引入了一个限制因素，在确定晕与观测星系。我们还比较了两个代码之间的气体的物理性质，主要集中在气体的维里半径以外，最近的HI吸收测量z ~ 2 - 3星系周围的气体的动机。气体在晕中的内部弥散速度在30 Mpc的盒子尺寸下收敛，但在60 Mpc的盒子尺寸下，晕的质心特征速度没有收敛。的密度和温度的气体内的瞬时回转半径的晕被充分捕获的盒子大小为30 Mpc的一侧，但结果是高度敏感的未解决的，快速冷却的气体的治疗，与气体质量分数的维里半径内严重耗尽的恒星形成在GADGET-3模拟。在大尺度上的气体特有的速度场的收敛需要至少60 Mpc的盒子大小。在转弯半径之外，气体的物理状态与盒子大小和模拟方法之间的一致性达到30%或更好。我们的结论是，通用IGM模拟作出准确的预测星系际气体的性质超出了晕回转半径，但在较小的尺度上的气体性质是高度依赖于恒星的形成和反馈的实现。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of Lyman-$α$ emission line heating and cooling on the cosmic dawn 21-cm signal
考虑到增强的Ly $α$光子线发射人口III占主导地位的恒星系统在第一个形成的星系，我们显示在$10<z<30$的21厘米宇宙黎明信号可能会大大不同于标准的情况。如果星系内的HII区域是复合束缚的，那么来自星系的Ly $α$光子的能量传递可能会加热星系际气体，或者如果被晕内部的风变红，那么气体的冷却速度会比绝热膨胀更快。在某些情况下，在$15<z<25$可能会达到接近$-500$ mK的21厘米天线温度差，类似于EDGES 21厘米宇宙黎明实验检测到的特征。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Non-Equilibrium Ionisation in Photoionised Haloes: Implications for Shock Stability and Absorption-Line Signatures
The Hebrew University（希伯来大学）；Raman Research Institute（拉曼研究所）
研究非平衡电离和元宇宙辐射场对气体热演化、激波稳定性及吸收特征的影响，揭示UV背景在调节气体热状态和观测特征中的作用。
2026-05-02 astro-ph.GA
Heavy Black Hole Seed Formation in High-z Atomic Cooling Halos
本文利用Arepo宇宙学放大模拟研究高红移原子冷却晕，发现其中心虽强烈碎裂形成近太阳质量原恒星，但质量谱偏向大质量端，并有潜力形成超过10^3 Msun的黑洞种子前身。
2023-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Idealized models for galactic disk formation and evolution in 'realistic' LambdaCDM haloes
我们研究了具有理想重子初始条件的“现实”Lambda CDM晕中星系盘形成和演化的动力学。我们在z=1.3的热气体旋转球体中加入了两个完全宇宙学的暗物质晕（再）模拟。气体根据人工和可调节的冷却功能冷却，形成旋转支撑的星系。模拟在完整的宇宙学背景下发展，直到z=0。我们改变初始气体球的角动量和密度分布，冷却时间和角动量矢量的方向来研究对盘演化的影响。最终的磁盘显示现实的结构和运动学特性。冷却/吸积过程越慢，所得到的系统的运动学盘-隆起比D/B越高。我们发现气体角动量相对于晕的初始取向对D/B有很大的影响。最稳定的系统来自平行于晕短轴的方向，但自旋的符号可能有很大的影响。尽管初始气体分布是球形的，并且是相干旋转的，但在数十亿年的时间里，中心盘和外部气体成分的方向以及这些成分之间的相对角度都可以改变90度以上。平行于主轴的初始条件可以形成平行于主轴的初始条件，但内部和外部材料之间通常存在强烈的不对准。在演化过程中重子角动量的方向变化越大，最终D/B越低。晕与晕之间的行为变化很大。即使是我们简单的初始条件也可以导致强棒，主要的凸起，巨大的，错位的环和反向旋转的组件。我们讨论了我们的结果可能涉及到完全宇宙盘形成模拟的失败或成功。（节略）
2012-09-27 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
The Collapse of Atomically-Cooled Primordial Haloes. I. High Lyman-Werner Backgrounds
本研究通过数值模拟追踪原子冷却原初暗晕的重子坍缩过程至足以形成直接坍缩黑洞的时长，发现吸积盘碎裂普遍存在，多形成双星或多超大质量恒星系统，且原初宇宙中多直接坍缩黑洞形成是普遍现象。
2023-04-13 astro-ph.GA
Radiative feedback for supermassive star formation in a massive cloud with H2 molecules in an atomic-cooling halo
最近对原星系形成的三维宇宙学模拟表明，超大质量恒星（SMS）可以在气体云中形成，其中H $_2$冷却在原子冷却激活之前被动态加热抑制（Wise et al. 2019），但它们在中央原恒星的后续生长中停止。在这里，我们研究是否吸积的原恒星核心在这个云是足够快的，在面对的辐射反馈，产生SMS。我们直接采用Wise等人（2019）的云属性作为初始条件，对具有非平衡化学反应的热塌陷云进行一维辐射流体动力学模拟。我们发现来自SMS的恒星Lyman-Werner（LW）辐射使气体流内部区域的H $_2$解离，增加气体温度和热压，并暂时停止吸积。然而，当自重和较大尺度的向内冲压压力将气体向内推动时，这种负反馈停止。中央的原恒星由于密度高而无法扩张成HII区域，并生长成质量为$\gtrsim10^5\,{{\rm M}_\odot}$的物质。我们的研究结果表明，成功形成的SMS，并由此产生的大规模（$\sim10^5\,{{\rm M}_\odot}$）残留黑洞在云中，但需要在二维或三维模拟证实。
2020-10-13 astro-ph.GA
deepCool: Fast and Accurate Estimation of Cooling Rates in Irradiated Gas with Artificial Neural Networks
精确的辐射冷却模型是现代宇宙学模拟的基本组成部分。如果没有冷却，吸积重子将不能有效地耗散它们的能量，并坍缩到晕的中心形成恒星。众所周知，辐射场的光谱能量分布的幅度和形状的局部变化可以急剧改变冷却速率。在这里，我们介绍deepCool，deepHeat和deepMetal：使用人工神经网络精确建模总冷却速率，总加热速率和金属线仅冷却速率的方法。我们训练我们的算法上的高分辨率宇宙辐射流体动力学模拟和证明，我们可以预测的冷却速率，测量与光电离代码云，在局部辐射场的影响下，~ 5%的精度。我们的方法是计算和内存效率，使其适合部署在国家的最先进的辐射流体动力学模拟。我们发现，环星系介质和弥漫气体周围的星系中心区域的辐射和气体的相互作用的影响最大，标准的冷却功能，忽略了当地的辐射场可以错误地预测冷却速率超过一个数量级，表明星系中的重子循环的影响，当地的辐射场对冷却速率的影响。
2019-01-04 astro-ph.CO 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
Effects of stellar-mass primordial black holes on first star formation
利用宇宙学流体动力学放大模拟和半解析模型研究了原始黑洞对第一恒星形成的影响。我们的模型自洽地结合了两个竞争的影响：初始（等曲率）扰动引起的PBH和BH吸积反馈。聚焦于质量为$\sim 30\ \rm M_{\odot}$的PBH，我们发现在分子冷却的微晕中第一颗恒星形成的标准图像并没有被PBH改变，因为当PBH构成暗物质的$f_{\rm PBH}\sim 10^{-4}-0.1$时，中央秒差距中模拟的恒星形成气体云与$\rm ΛCDM$的情况非常相似。当中心气体密度达到$10^{5}\ \rm cm^{-3}$时，动力摩擦时标为$\sim 2-10\ \rm Myr$，PBH也不太可能沉入恒星形成盘并影响原恒星的演化，尽管它们可能在主序星阶段与恒星相互作用。在更大的尺度上，PBH倾向于将恒星的形成转移到更大质量的晕，并加速结构的形成。后一种效应在初始超密度较高的区域更强。对于$f_{\rm PBH}\sim 10^{-4}-0.01$（观测限制允许），托管第三星族恒星的晕的坍缩质量分数与$\rm ΛCDM$相似（在$z\lesssim 30$的$\sim2$的因子内），这意味着恒星质量PBH对$z\gtrsim 10$宇宙恒星形成历史的影响很小。我们还发现原子冷却晕中PBH吸积产生的Lyman-Werner光子可能促进了直接坍缩黑洞的形成。
2022-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter response to galaxy formation
我们已经重新模拟了宝瓶座计划的六个星系大小的晕，包括金属依赖冷却，恒星形成和超新星反馈。这使我们不仅可以研究暗物质晕如何响应星系形成，而且还可以研究这种响应如何受到晕组装历史细节的影响。与以前的工作一致，我们发现重子凝聚导致增加的暗物质浓度。暗物质密度分布在不同的晕圈形状上有很大的不同，但在所有情况下，速度色散随半径单调减小。一些晕显示出近似恒定的暗物质速度各向异性与$ β\approx 0.1-02$，而其他保留的各向异性结构的重子自由版本。我们的大多数晕在它们的内部区域变得近似扁圆，尽管少数保留了它们的无耗散对应物的形状。当包含重子时，赝相空间密度随蚀变斜率半径的变化服从幂律。暗物质密度分布的形状和浓度不能很好地再现已发表的绝热收缩模型。我们发现，在我们的晕的密度和运动学结构的显着传播似乎与它们的形成历史的差异。这种差异已经影响了无重子模拟的最终结构，但它们因包含重子而得到加强，并产生了新的特征。在星系内部的暗物质结构可以用来约束宇宙学模型或暗物质的性质之前，需要更好地理解星系形成的细节。
2010-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback reshapes the baryon distribution within haloes, in halo outskirts, and beyond: the closure radius from dwarfs to massive clusters
本研究通过三组宇宙流体动力学模拟，揭示了不同质量暗晕中重子再分布的主导反馈过程，提出了与质量相关的闭合半径概念及普适关系，为约束反馈物理模型提供了观测对比依据。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Efficiency of gas cooling and accretion at the disc-corona interface
在恒星形成的星系中，恒星反馈对环星系介质有双重影响，既抑制又刺激气体吸积。气体吸积的触发可能是由盘物质以喷泉云的形式喷射到晕中以及与周围热日冕的相互作用引起的。事实上，在盘-日冕界面处，冷的/富含金属的盘气体（T <~ 10^4 K）和热的日冕气体（T >~ 10^6 K）之间的混合可以显著减少日冕部分的冷却时间，并产生其凝聚和吸积。我们通过秒差距尺度的流体动力学模拟研究了不同星系环境中喷泉云和日冕之间的相互作用，包括热传导的存在，这是影响气体凝结的关键机制。我们的模拟表明，日冕气体凝结强烈地依赖于星系环境，特别是它对于增加星系所在的晕的维里温度/质量的效率较低，并且对于维里质量大于10^13 Msun的物体完全无效。这一结果意味着，日冕气体在中低维里质量（Mvir <~ 3 x 10^12 Msun）的晕中迅速冷却，但从晚型到早型盘星系冷却日冕的能力降低，可能导致吸积关闭和大质量系统中恒星形成的淬灭。
2016-08-22 astro-ph.GA
Too small to succeed: the difficulty of sustaining star formation in low-mass haloes
我们提出了高分辨率的模拟一个孤立的矮球状（dSph）星系之间的红移$z\sim10$和$z\sim 4$，时代时，几个银河系dSph卫星经历了扩展的恒星形成，为了详细了解的物理过程，影响低质量的晕的能力，保留气体。众所周知，超新星反馈对于从$3\times 10^7$ M $_\odot$晕中排出气体是非常有效的，$_\odot$晕是质量为$\sim10^9$ M $_\odot$的红移0晕的典型红移10祖先的质量。我们调查的条件下，这样的晕是能够保留足够的高密度气体，以支持扩展的恒星形成。特别是，我们探讨的影响：增加相对浓度的气体相比，暗物质;更高浓度的暗物质晕;显着降低超新星速率;增强金属冷却由于从早期超新星富集。我们发现，盘状气体分布保留更多的气体比球形的，主要是由于较短的气体冷却时间在磁盘。然而，与标准初始质量函数相比，超新星的数量仍然需要显着减少，以允许保留高密度气体。我们的结论是，所观察到的dSphs的祖先只会保留维持恒星形成所需的气体，如果他们的质量，浓度和气体形态已经不寻常的dSphs质量晕祖细胞的红移为10。
2017-02-06 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
Numerical convergence of hydrodynamical simulations of galaxy formation: the abundance and internal structure of galaxies and their cold dark matter haloes
我们解决的问题，在宇宙学光滑粒子流体动力学模拟使用一套运行从EAGLE项目得出的数值收敛。我们的模拟采用亚网格模型，在基准质量和力分辨率下产生逼真的星系种群，但系统地改变后者，以研究它们对星系特性的影响。我们提供了几个分析标准，帮助指导选择重力软化流体动力学模拟，并从运行，既坚持和偏离他们目前的结果。不像只有暗物质的模拟，流体动力学模拟对引力软化表现出很强的敏感性，在选择数值参数时必须小心。我们的研究结果-主要集中在恒星形成的历史，星系恒星质量函数和大小-照亮三个主要考虑。首先，由于气体粒子之间的结合能，软化施加最小分辨逃逸速度$v_ε$。采用如此小的软化长度使得$v_ε\gt 10\,{\rm km s^{-1}}$（电离$\sim 10^4\,{\rm K}$气体中的声速）遭受光加热效应的降低的光加热。第二，来自恒星或活动星系核的反馈可能会遭受数值过冷，如果引力软化长度选择低于一个临界值，$ε_{\rm eFB}$。第三，我们注意到，小软化长度加剧了恒星和暗物质粒子在晕中心的分离，往往导致反直觉的结果，星系的大小{ \em增加}作为软化减少。流体动力学运行中的暗物质晕结构对软化的反应，反映了它们的星系种群对数值参数的敏感性。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards a more realistic population of bright spiral galaxies in cosmological simulations
我们提出了一个更新的多相SPH星系形成代码Scannapieco等人。我们包括一个更详细的处理生产的金属，冷却速率的基础上个别元素丰度，和金属的湍流扩散计划。我们的SN反馈模型现在转移能量的ISM的动力学和热的形式，我们包括一个处方的辐射压力的影响，从大质量的年轻恒星的ISM。我们在已经研究得很好的宝瓶座星系晕上校准了我们的新代码，然后用它来模拟一个样本，其中有16个星系的晕质量在1 × 10^11到3 × 10^12 M_sun之间。在一般情况下，样品的恒星质量同意恒星质量晕质量关系推断的红移z=0-4的丰度匹配技术。然而，在质量最小的晕中，有一种倾向，在z>4时产生过多的恒星，而在z<0.5时产生不足。对于最大质量的晕来说，z<1时过高的SFR可能与我们模型中缺乏活动星系核反馈有关。模拟的样品也显示出合理的协议与观察到的恒星形成率，大小，气体分数和气相金属在z=0-3。剩余的差异可能与丰度匹配对恒星形成历史预测的偏差有关。在z=0时，模型星系显示出真实的形态，恒星表面密度分布，圆速度曲线和恒星金属丰度，但过于平坦的金属丰度梯度。我们的16个星系中有15个含有盘成分，其运动盘分数在15%到65%之间。盘的分数取决于最后一次破坏性合并或未对准的下落事件的时间。考虑到我们的模拟剩余的缺点，我们得出结论，甚至更高的运动磁盘分数可能是可能的LambdaCDM晕安静的合并历史，如宝瓶座晕。
2013-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The detailed structure and the onset of galaxy formation in low-mass gaseous dark matter haloes
我们提出了一个模型，在早期宇宙中的氢再电离之前和之后的第一个星系的形成。在这个模型中，星系形成只能发生在质量超过与红移相关的临界值的暗物质晕中，该临界值在再电离之前等于（在最简单的情况下）原子氢冷却变得有效的质量，在再电离之后等于气体不能保持流体静力平衡的质量。我们定义晕占据分数（HOF）作为晕质量的函数，作为一个明亮的星系的主机晕的分数。HOF是由晕的临界质量演化和组装历史之间的相互作用建立的，并取决于三个因素：再电离前星系形成的最小晕质量，再电离的红移和（不断变化的）外部光加热率的强度。我们的基准模型预测截止星系质量函数在现今的晕质量，$M_{200} \sim 3\times 10^{8} M_{\odot}$ ; 100\%占领$M_{200} > 5\times 10^9 M_{\odot}$ ;和人口的无星气体晕的现今质量范围内的$10^{6} \lesssim M_{200} / M_{\odot}\lesssim 5\times 10^{9}$，其中气体是在热平衡与紫外线背景辐射和流体静力平衡中的重力势的晕。HOF = 0和HOF=1之间的过渡反映了晕质量增长的随机性。我们将探讨这些特征质量如何随模型假设和参数值而变化。我们的模型的结果与星系形成的宇宙学流体动力学模拟非常一致。
2020-09-04 astro-ph.GA
Disk Wind Feedback from High-mass Protostars. IV. Shock-Ionized Jets
本文在Turbulent Core Accretion模型框架内，通过3D磁流体动力学模拟后处理计算大质量原恒星盘风激波加热及射电自由-自由发射，发现模型与低中质量原恒星观测相符但较大质量原恒星暗10-100倍，并揭示了约5%的10年射电通量变化。
2023-09-07 astro-ph.GA
Cosmological simulations of the formation of the stellar haloes around disc galaxies
我们使用星系-星系际介质相互作用计算（GIMIC）的宇宙学流体动力学模拟套件来研究银河系质量盘状星系的恒星球状体的形成。这些模拟包含了对金属依赖的辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和化学动力学的精确处理，并且已经模拟的大体积产生了前所未有的大样本~400个模拟的L_* 盘星系。模拟的星系被低质量、低表面亮度的恒星晕所包围，这些恒星晕延伸到~100 kpc甚至更远。在质量密度、表面亮度和金属丰度分布方面，弥漫的恒星分布与银河系、M31和其他附近星系的观测结果有着显著的相似之处。我们发现，在现场恒星形成通常占主导地位的恒星球状体的质量在半径r < 30千秒差距，而吸积的恒星占主导地位，在更大的半径和这种变化的起源引起的变化，在斜率的表面亮度和金属丰度轮廓，这也是目前在观测数据。然而，在球体的原位质量分数中的系统到系统的散射是大的并且跨越4倍。因此，在r < 30 kpc内，球状体密度分布的形状和归一化存在很大程度的分散（例如，当通过球形幂律分布拟合时，折射率范围为-2.6至-3.4）。我们表明，在原位的质量分数的球体是链接到系统的形成时代。平均而言，动力学上较老的系统对原位恒星形成的贡献较大，尽管这种关系中存在显着的系统间分散。因此，原位恒星形成可能代表了纯吸积模型长期失败的解决方案，以重现观察到的内球体的属性。
2011-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The onset of star formation in primordial haloes
恒星的形成一直是天体物理学中未解决的问题。大尺度结构模拟的数值研究不能解决整个过程，他们的方法通常假设只有密度超过典型阈值的气体才能容纳和形成恒星。我们调查宇宙学恒星形成的发病和比较几个非常高的分辨率，三维，N体/SPH模拟，包括非平衡，原子和分子化学，恒星形成处方，和反馈效应。我们研究了原始恒星的形成如何依赖于气体密度阈值，宇宙学参数和初始设置。对于平均密度初始条件，我们发现标准低密度恒星形成阈值（0.2 h^2/cm 3）模型预测恒星形成的开始时间为z~25-31，具体取决于所采用的宇宙学。在这些模型中，恒星的形成与达到临界点和有效逃逸坍缩之间的时间无关。在高红移时，这个时间间隔代表了哈勃时间的一个重要部分，因此这个假设可以诱导大的人为偏移到恒星形成的开始。选择更高的密度阈值（135 h^2/cm 3）可以跟踪整个冷却过程，然后估计恒星形成的开始是在红移z~12-16处。当考虑孤立的、罕见的、高密度的峰值时，化学演化要快得多，第一个恒星形成事件发生在z > 40，几乎与密度阈值的选择无关。这些结果可能对第一个宇宙学物体的形成红移产生影响，这是从平均密度环境的直接数值模拟中推断出来的，也可能对宇宙再电离历史的研究产生影响。
2009-06-24 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
How well is angular momentum accretion modelled in semi-analytic galaxy formation models?
晕中的气体冷却和吸积将质量和角动量传递给星系。在这项工作中，我们调查的准确性，这一重要的过程中，在几个不同的半解析（SA）星系形成模型（GALFORM，L-GALAXIES和MORGANA）通过比较流体动力学模拟与移动网格代码AREPO。SA模型和模拟都在没有任何反馈或金属富集的情况下运行，以便专注于冷却和吸积过程。这里考虑的所有SA模型都假设气体从球形晕冷却。我们发现，气体从维里半径$r_{\rm vir}$移动到晕圈中心区域$r\sim 0.1 r_{\rm vir}$时保持角动量的假设与我们的模拟结果大致一致，在模拟结果中，气体在此过程中通常保持$70-80\%$的角动量。我们还发现，与模拟相比，MORGANA模型倾向于高估冷却气体的平均比角动量，L-GALAXIES模型也倾向于高估低红移质量晕，而两个较老的GALFORM模型倾向于低估角动量。总的来说，由Hou等人开发的新GALFORM冷却模型的预测与模拟最吻合。
2021-08-26 astro-ph.GA
A new approach to determine optically thick H2 cooling and its effect on primordial star formation
我们提出了一种新的方法来估计的H2冷却速率在光学厚制度的模拟原始恒星的形成。我们的新方法是基于TreeCol算法，该算法将物质分布投影到球形网格上，为计算域中的每个流体元素创建列密度图。我们已经改进了这个算法，通过使用相对气体速度，加权与相对谱线重叠的单个物质的贡献，以适当地考虑到多普勒效应。我们比较了我们的新方法，广泛使用的Sobolev近似，产生的柱密度的估计的基础上，当地的速度梯度和热速度。这种方法通常低估了光子逃逸概率，因为它忽略了密度梯度和云的实际形状。我们提出了一个修正因子的Sobolev近似和一个新的方法的基础上的本地量，这符合准确的结果相当不错，在云的崩溃，在冷却速率的误差始终小于10%。解析拟合公式无法确定第一个原恒星形成后的光子逃逸概率（误差为40%），因为它们是基于球对称的假设，因此一旦原恒星吸积盘形成，它们就会崩溃。我们的方法产生较低的温度，因此促进了在距离第一颗原恒星200 AU处密度高于10^{10}/ccm的碎片化。由于整体吸积率几乎不受冷却实施的影响，我们预计Pop III星在我们的模拟中具有较低的质量，与之前使用Sobolev近似的模拟结果相比。
2014-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The large-scale distribution of ionized metals in IllustrisTNG
我们在IllustrisTNG磁流体动力学宇宙学模拟中研究了七种电离金属的内禀大尺度分布和演化。我们重点研究了从$z=6$到$z=0$的不同宇宙网结构（细丝、晕和空洞）和气相（温热星系际介质WHIM、热气体、扩散气体和凝聚气体）中的C\，\textsc{ii}，C\，\textsc{iv}，Mg\，\textsc{ii}，N\，\textsc{v}，Ne\，\textsc{viii}，O\，\textsc{vi}和Si\，\textsc{iv}的分数。我们的分析提供了一个新的角度来研究整个宇宙时间的分布和演化的重子，同时提供了新的线索，在著名的失踪重子问题的背景下。宇宙网络的组成部分，在这里确定使用当地的共同运动的暗物质密度，这提供了一个简单而有效的方式映射重子在大尺度上。结果表明，C，\textsc{ii}和Mg，\textsc{ii}主要位于高密度低温恒星形成区（$ρ_{\rm gas}/\barρ_{\rm bar}\gtrsim10^3$和${\rm T}\lesssim10^{5}$ ~K）晕内的凝聚气体中。C1，\textsc{iv}和Si 1，\textsc{iv}在晕和丝中的质量分数随宇宙时间的演化相似。特别是，它们在凝相晕中的质量预算（$ρ_{\rm gas}/\barρ_{\rm bar}\gtrsim10^3$和${\rm T}\lesssim10^{5}$ …
2021-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel Key Program, "Dust, Ice, and Gas In Time" (DIGIT): the origin of molecular and atomic emission in low-mass protostars in Taurus
作为Herschel-PACS关键计划“尘埃、冰和气体时间（DIGIT）"的一部分，我们用Herschel-PACS观测了金牛座中的六个低质量嵌入源（L1489、L1551-IRS 5、TMR 1、TMC 1-A、L1527和TMC 1），覆盖了50 - 210 $μ$ m的全光谱。金牛座周围星际辐射场的强度相对较低，可以最大限度地减少来自云表面的漫射辐射对与源相关的[C II]辐射的污染，从而可以研究来自源的[C II]辐射。在若干来源中，[C II]排放沿外流分布，[O I]排放也是如此。原子谱线的光度彼此相关性很好，分子谱线也是如此，但原子谱线和分子谱线的相关性很差。CO对总气体冷却的相对贡献恒定在$\sim$ 30%，而H $_2$ O的冷却分数因源而异，这表明不同的冲击特性导致H $_2$ O的不同光解离水平。具有中等高密度的幂律温度分布的气体可以再现所观察到的CO通量，指示接近LTE的CO。然而，H $_2$ O主要是亚热激发的。L1551-IRS 5是最明亮的光源（$L_{\rm bol}=24.5$ L $_\odot$），并且[O I] 63.1 $μ$ m线占其FIR线亮度的70%以上，这表明H $_2$ O通过J-冲击完全光解。在L1551-IRS 5中，[O I]线的中心速度偏移超过PACS的波长校准不确定度（$\sim$ 70 km s $^{-1}$），…
2014-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Local Group star formation in warm and self-interacting dark matter cosmologies
暗物质的性质可以影响暗物质晕的坍缩时间，因此可以在诸如矮星系的恒星星族年龄和恒星形成历史等可观测数据中留下印记。本文利用EAGLE星系形成程序对冷暗物质（CDM）、无菌中微子暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中的局域群模拟（LG）体积进行了高分辨率的流体动力学模拟，研究了星系形成时间随暗物质模型的变化。我们能够在不同的模拟中识别相同的晕，因为它们具有相同的初始密度场相位。我们发现星系的恒星质量系统地依赖于分辨率，并且在给定的暗物质质量的晕中可以相差多达两倍。SIDM中恒星星族的演化与CDM基本相同，但在WDM中，早期恒星形成被抑制。与CDM模型相比，WDM模型中LG晕通过原子冷却开始形成恒星的时间延迟了$\sim$ 2亿年。为了利用这些观测数据来区分不同的暗物质模型，有必要测量古老星族的恒星年龄，精确度要超过1亿年，并通过再电离的红移--以及潜在的其他重子过程--来解决简并问题。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Herschel-PACS legacy of low-mass protostars: Properties of warm and hot gas and its origin in far-UV illuminated shocks
赫歇尔最近的观测允许识别负责加热低质量原恒星周围的气体及其随后的远红外（FIR）冷却的重要机制。通常使用激波来再现远红外光谱的某些特性，但标准模型无法再现关键分子的发射，例如H $_2$ O。在这里，我们提出了90个嵌入式低质量原恒星（0/I类）的赫歇尔PACS远红外光谱。覆盖具有$\sim$ 50“视场的$\sim55-210$ $μ$ m的Herschel-PACS光谱图用于使用H $_{2}$ O、高- $J$ CO和OH以及[O I]和[C II]的旋转跃迁来量化气体激发条件和空间范围。我们确认，温暖（$\sim$ 300 K）CO水库是无处不在的，一个更热的组件（$760\pm170$ K）经常检测到原恒星周围。在40/90个物体中，线发射延伸超过$\sim$ 1000 AU空间尺度，通常在0类分子示踪剂和I类原子示踪剂中。高速发射（$\gtrsim90$ km s $^{-1}$）检测到只有10个来源的[O I]线，这表明大部分的[O I]来自气体，是移动速度比典型的射流。线通量比显示出极好的协议与模型的$C$ -冲击照射的紫外光子的预冲击密度的$\sim$ $10^5$厘米$^{-3}$和紫外线领域的星际值的0.1-10倍。远红外分子和原子线是一个独特的诊断反馈的紫外线辐射和冲击的信封深深嵌入原恒星。
2018-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The physics of multiphase gas flows: fragmentation of a radiatively cooling gas cloud in a hot wind
银河风呈现出由热扩散相和冷密集相组成的多相结构。在这里，我们提出了高分辨率的理想化模拟的热超音速风与冷云的相互作用与移动网格代码arepo在设置有和没有辐射冷却。我们证明，冷却导致云的大小大于冷却长度的片段在二维和三维模拟（2D和3D）。我们确认了McCourt等人2018年的早期2D模拟，并强调了暴露在热风中的3D云的破碎过程的差异。碎裂过程是量化的朋友的朋友分析破碎的云和密度功率谱。结果表明，当云的初始半径大于冷却长度时，辐射冷却使功率谱指数逐渐增大，并随着时间的增加而增大，直至云完全溶解在热风中。需要大约1 pc的分辨率来揭示100 pc流出云的冷却诱导碎片的影响。因此，国家的最先进的宇宙学变焦模拟环星系介质（CGM）的数量级从解决这个分裂过程的不足。然而，这种物理学是必要的，可靠地模拟观测到的列密度和覆盖部分的莱曼- $α$晕，高速云，和宽线区域的活动星系核。
2018-11-07 astro-ph.GA
Forming massive seed black holes in high-redshift quasar host progenitors
当宇宙年龄小于1 Gyr时，质量为$10^9\rm\, M_\odot$量级的大质量黑洞（BH）的存在为明亮的类星体提供了动力，这对它们的形成机制构成了强有力的限制。到目前为止，已经提出了几种方案来解释大规模BH的形成，从第一代恒星的低质量种子BH残留物到大质量气体云快速坍缩产生的大质量种子BH。然而，其中一些场景发生在高Z类星体的祖先内的可能性尚未得到彻底的探索。在这项工作中，我们调查，通过结合暗物质只有N体模拟与半解析框架，是否形成大规模的种子黑洞从同步的原子冷却晕对和/或动态加热的迷你晕的条件得到满足，在过密的地区，一个典型的高红移类星体主机的祖先的形式和演变。我们的分析表明，在这样的地区，即强大的晕集群和高恒星形成率的特殊条件，是至关重要的，以产生一个不可忽略的大量种子BH主机候选人：我们发现$\approx1400$动态加热的无金属的迷你晕，其中包括一个演变成一个同步对，并最终在大规模的类星体主机晕由$z=6$。这表明，高红移类星体宿主晕的祖先可以窝藏早期的大质量种子黑洞。我们的研究结果进一步表明，多个大质量的种子黑洞可能形成在类星体宿主的祖先或附近，可能在较低的红移合并，并产生引力波事件。
2022-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetohydrodynamic effect on first star formation: prestellar core collapse and protostar formation
最近的理论研究表明，磁场可能在宇宙中第一颗恒星的形成中起着至关重要的作用。然而，磁场对第一个恒星形成的影响还有待于很好地理解。在这项研究中，我们进行三维磁流体动力学模拟，考虑到所有相关的冷却过程和非平衡化学反应的原恒星密度，为了研究的崩溃磁化原始气体核心的自洽热演化。我们的结果表明，中心核的热演化几乎不受磁场的影响，因为磁力不阻止沿磁力线的收缩。我们还发现，磁制动提取的角动量从核心和抑制碎裂取决于初始强度的磁场。磁外流的角动量输运比磁制动的角动量输运效果差，因为磁外流只在坍缩的后期才发射。我们的研究结果表明，磁场效应成为重要的场强$B> 10^{-8}(n_{\rm H}/1\ \rm cm^{-3})^{2/3}\ \rm G$，其中$n_{\rm H}$是数密度，在崩溃阶段。最后，我们比较我们的结果与模拟使用正压近似，并确认这种近似是合理的，至少在崩溃阶段。尽管如此，热和化学过程的自洽处理对于将模拟扩展到吸积阶段至关重要，其中原恒星的辐射反馈发挥着至关重要的作用。
2021-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
