An upper limit to the central density of dark matter haloes from consistency with the presence of massive central black holes
我们研究了星系中心大质量黑洞的生长速率，这些黑洞是由周围晕圈中的暗物质吸积而来的。通过只考虑由于轨道上的暗物质粒子与中心黑洞的结合而产生的吸积，我们得到了吸积率的一个确定的下限。我们发现，一个失控的吸积制度发生在一个时间尺度上，这取决于三个特征参数的问题：黑洞的初始质量，体积密度和速度分散的暗物质粒子在其附近。吸积率的分析处理产生的结果意味着，对于最大的黑洞质量推断类星体的研究（$>10^{9} M_{\odot}$），失控制度将达到的时间尺度是短于中心暗物质密度超过$250 M_{\odot}$ pc $^{-3}$的问题的晕的寿命。由于达到失控吸积会强烈扭曲宿主暗物质晕，在这个质量范围内的类星体黑洞的推论导致其宿主晕中心暗物质密度的上限为$ρ_{0} < 250 M_{\odot} $ pc $^{-3}$。这个极限与假设的中心黑洞质量成反比。然而，考虑到宇宙学研究所暗示的暗物质分布在银河系中具有普遍性，我们得到了这种结构中暗物质中心密度的严格上限。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Halo Abundance Matching: accuracy and conditions for numerical convergence
对暗物质晕的丰度和聚集的准确预测在检验标准宇宙学模型中起着关键作用。在这里，我们调查的准确性的一个领先的方法连接的模拟暗物质晕与观测星系-晕Abstraction匹配（HAM）技术。我们展示了如何选择大容量N体模拟中的质量和力分辨率的最佳值，以便它们为关联函数和晕及其子晕的圆速度提供准确的估计-HAM方法的关键成分。在10%的准确度下，结果收敛于50个粒子的晕和150个粒子的祖先subhaloes。为了达到这一准确度水平，应满足若干条件。最小分辨（子）晕的力分辨率应在（0.1-0.3）rs范围内，其中rs是（子）晕的尺度半径。次晕祖细胞的粒子数应为150。我们还表明，两体散射起着次要的作用，N体模拟的准确性，由于相对较少的交叉次数的暗物质晕，有限的力的宇宙学模拟的分辨率。
2013-10-14 astro-ph.CO
Are Over-massive Haloes of Ultra Diffuse Galaxies Consistent with Extended MOND?
基于扩展修正牛顿动力学（EMOND）模型，对后发座星系团超扩散星系（UDG）进行了模拟，旨在解释在这些星系团中观测到的大的类暗物质效应.我们首先建立了一个模型的后发座星系团的EMOND的背景下，使用气体和星系的质量配置文件的文献。然后假设UDG的动力学质量满足其他椭圆星系的基本流形，并且UDG的恒星质光比与它们的颜色相匹配，我们可以通过比较UDG重子质量的两个预测来验证EMOND公式。我们发现，EMOND可以解释的UDG质量，在预期的建模误差，如果他们躺在基本流形的椭球，然而，鉴于测量显示一个UDG躺在基本流形，观测更多的UDG需要确认这一假设。
2017-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The connection between massive galaxies and their dark matter haloes from $z=0.25$ to $z \sim 4$ from the combined COSMOS, XMM-LSS and ECDF-S fields
University of Oxford（牛津大学）；University of the Western Cape（西开普敦大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
该研究结合三个天区的巡天数据，分析z=0.25至z≈4的大质量星系与暗物质晕的关联，发现z<1时大质量星系形成效率降低、卫星星系占比增加，归因于活动星系核反馈抑制中心星系生长。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
The Correspondence between Convergence Peaks from Weak Lensing and Massive Dark Matter Haloes
在弱透镜作用下，通过星系形状测量构造的会聚峰可以与下划线的暗物质晕联系起来，是宇宙学的一个强有力的探索。然而，收敛峰统计的能力受到星系形状测量中的噪声、信噪比以及大尺度结构沿视线（LOS）投影质量分布贡献的影响。在本文中，我们使用光线追迹模拟在弯曲的天空调查之间的对应关系的会聚峰和暗物质晕在LOS。我们发现，在没有噪声的情况下，对于$z_{\rm s}=1$处的源星系，多个具有$\text{SNR} \geq 3$（信噪比）的$65\%$峰与多个质量大于$10^{13} {\rm M}_{\odot}$的质量晕有关。这些巨大的晕贡献$87.2\%$的高峰（$\text{SNR} \geq 5$）与其余的贡献是来自大规模的结构。另一方面，星系形状测量中的噪声会使峰值分布发生偏斜，特别是对于信噪比较低的峰值。在形状噪声被建模为高斯分布的噪声场中，大约$60\%$的高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是真实峰值，并且对于较低的峰值（$ 3 \leq \text{SNR} < 5$），分数减小到$20\%$。此外，我们发现，高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是由非常巨大的晕大于$10^{14} {\rm M}_{\odot}$。
2018-05-16 astro-ph.CO
A Promise for the JWST era: Massive black holes directly collapsed from wave dark matter haloes, and Star formation in and around their accretion flows
针对JWST观测挑战标准ΛCDM宇宙学的谜题，提出大质量黑洞由波动暗物质晕直接坍缩形成，并指出广义相对论不稳定性是DCBHs的具体机制，该黑洞形成后触发了吸积流内及周围特殊的恒星形成爆发。
2025-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
Shapes and alignments of dark matter haloes and their brightest cluster galaxies in 39 strong lensing clusters
利用哈勃前沿场（HFF）、哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）和再电离透镜星系团巡天（RENIONationationationLensingClusterSurvey，RICS）中的39个大质量星系团，研究了45个暗物质（DM）晕及其最亮星系团（BCGs）的形状和排列。我们通过强引力透镜测量DM晕的形状，而BCG形状来自于哈勃太空望远镜图像中的光剖面。我们的测量从大样本的大质量星系团在这里提供了新的限制暗物质和集群天体物理学。我们发现，DM晕平均高度拉长，平均椭圆率为$0.482\pm 0.028$，DM晕和它们的BCG的主轴位置角趋于与排列角的平均值$22.2\pm 3.9$度一致。我们发现，DM晕在我们的样品中平均比它们的BCG更细长，它们的椭圆度的平均差为$0.11\pm 0.03$。相比之下，地平线AGN宇宙流体动力学模拟预测DM晕和它们的中央星系之间的平均相似的椭圆率。虽然观测和模拟之间的这种差异可以很好地解释为它们的晕质量尺度的差异，但其他可能性包括强透镜测量固有的偏差，重子物理学的有限知识，或冷暗物质的限制。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hermeian haloes: extreme objects with two interactions in the past
本研究利用MultiDark的高分辨率N体模拟，定义了曾与两个大质量场晕相互作用的赫耳墨斯晕，揭示其比回溅晕更极端的结构与运动特征，并统计了其在不同环境及本星系群类似体中的占比。
2025-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Substructures in Dark Matter Haloes
我们研究的数量和分布的暗物质子结构内的暗物质晕，使用大量的高分辨率模拟范围从组大小到集群大小的晕，并进行我们的宇宙学模型与WMAP 7年的数据一致。特别是，我们研究了子晕的测量特性如何作为母晕质量、母晕物理特性和红移的函数而变化。子结构中晕质量的分数随着质量的增加而增加。然而，有一个非常大的晕到晕的散射，只能部分地解释晕的物理性质，如浓度的范围。在给定的晕质量，浓度较低的晕包含显着较大的分数的质量在子结构，因为潮汐破坏的强度降低。大部分的子结构质量位于母晕的外围，在相对较少的大规模subhaloes。这种质量分离似乎随着红移的增加而变得更强，并且应该反映在不同宇宙时代的星系人口中更显着的质量分离。当晕被吸积到较大的结构上时，它们的质量会因潮汐剥离而显著减少。在吸积时质量更大的晕（它们应该拥有更明亮的星系）由于动力学摩擦而在更短的时间尺度上更靠近中心，因此遭受更显著的剥离。晕合并率强烈地依赖于环境与子结构在更大规模的晕遭受更重要的合并比他们的同行居住在不太大规模的系统。这应该转化为不同质量的晕的不同形态组合。
2011-11-08 astro-ph.CO
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 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
Exploring the liminality: properties of haloes and subhaloes in borderline $f(R)$ gravity
我们调查的$f(R)$重力模型与$|f_{R0}|=10^{-6}$暗物质晕和subhaloes的属性，使用一个非常高分辨率的N体模拟。该模型是一个边界线之间的宇宙学有趣，但仍然符合目前的数据。我们发现，在这个模型中的晕质量函数有一个最大的20%的增强相比，$Λ$ CDM预测之间的$z=1$和$z=0$。由于在稠密环境中屏蔽标准重力偏差的变色龙机制，在这个$f(R)$模型中比$10^{13}h^{-1}M_\odot$更大质量的晕与$Λ$ CDM中类似质量的晕具有非常相似的性质，而质量较小的晕，如银河系的晕，由于其较弱的屏蔽，可以具有更陡峭的内部密度分布和更高的速度色散。在这个模型中，由于总引力势的加深，低质量晕的晕浓度显著增强。与天真的期望相反，在这个模型中，低质量晕的晕形成时间$z_f$要晚一些，这是因为这些晕在后期比$Λ$ CDM中的对应物生长得更快，以及$z_f$的定义。亚晕，特别是那些质量小于$10^{11}h^{-1}M_\odot$的亚晕，在这个$f(R)$模型中，对于质量小于$10^{13}h^{-1}M_\odot$的主晕，其丰度要大得多。我们讨论了银河系卫星丰度问题的影响，这些结果。虽然在这个边界$f(R)$模型的整体晕和subhalo属性接近他们的$Λ$ CDM预测，我们的研究结果表明，本地集团和天体物理系统的研究，高分辨率模拟的帮助下，可以是有价值的进一步测…
2015-07-09 astro-ph.CO
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of massive black holes in z~30 dark matter haloes with large baryonic streaming velocities
红移z > 6的~10^9 Msun类星体超大质量黑洞（BH）的起源仍然是一个理论难题。一种可能性是，它们是由原始的、原子冷却的（温度T ~ 8000 K; PAC）气体的“直接坍缩”中形成的~10^5兆太阳质量的黑洞形成的，由于缺乏分子氢和金属，这些气体没有碎裂形成普通的恒星。我们提出重子流-宇宙重组中气体相对于暗物质的残余相对运动-为建立直接坍缩的必要条件提供了一种自然的机制。这种效应通过抑制气体进入暗物质晕而延迟了第一批恒星的形成;超过均方根值两倍的流速可以阻止恒星的形成，直到晕维里温度Tvir ~ 8000 K。由此产生的PAC气体可以通过文献中提出的任何机制继续形成大量的BH，以在没有紫外背景的情况下诱导直接坍缩。这种情况下产生的晕包含PAC气体的特征红移z ~ 30。它可以解释z = 6时最明亮的类星体的丰度，无论直接坍缩是否发生在几乎所有或不到1%的PAC晕中。
2014-01-07 astro-ph.CO
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Formation of massive protostars in atomic cooling haloes
我们提出了迄今为止最高分辨率的三维模拟早期宇宙中原子冷却晕的坍缩。我们使用移动网格代码arepo和Greif（2014）中引入的原始化学模块，该模块将化学和热速率方程演化为超过20个数量级的密度。分子氢冷却被强烈的莱曼-沃纳背景抑制，这促进了气体在大约$10^4\,$ K的温度下的近等温塌缩。一旦中心的气体云变得光学厚度连续发射，它就会在主原恒星周围形成开普勒圆盘。原恒星的初始质量约为$0.1\,{\rm M}_\odot$，比通过氢分子冷却的迷你晕高出一个数量级。气体的高吸积率和有效冷却催化了盘的碎裂，形成一个5-10个成员的小型原恒星系统。大约12年后，强大的引力相互作用破坏了圆盘，并暂时将原恒星从云的中心弹射出来。在模拟结束时，次级聚集体在距离初级聚集体$\simeq 150\,$ au的距离处塌陷。如果这个团经历了与第一个团相似的演化，中心的气体云可能会演化成一个宽的双星系统。初级和次级团块的高吸积率表明，碎片化并不是形成至少一个大质量黑洞种子的重要障碍。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The most luminous quasars do not live in the most massive dark matter haloes at any redshift
类星体代表着宇宙中最明亮的活动星系核（AGN），并被认为是亮度高达10^48 erg/sec的惊人增长的黑洞（BH）的位置。人们通常认为，这样一个极其高能的过程将发生在暗物质（DM）分布中质量最大的束缚结构中。我们发现，与这一预期相反，在包含活动星系核反馈的星系形成模型中，类星体被预测生活在平均DM晕环境中，典型质量为10^12 M太阳的几倍。这一基本预测源于类星体活动（即，在活动星系核反馈作用的DM晕中，亮度大于10^46 erg/sec的BH吸积被抑制。在我们的模拟中，类星体的星系宿主被确定为超大质量（气体和恒星）的球状星系，其中BH吸积是通过星系合并或长期过程触发的。我们进一步证明了z=0的高红移（z~6）类星体的后代跨越了广泛的形态、星系和晕质量。到目前为止，z~6 BH通常仅增长适度的因子。值得注意的是，高红移类星体从来没有居住在当时最大的DM晕中，它们的后代很少在z=0的最大质量晕中发现。我们还表明，在观测上，它是很有可能发现的类星体周围的星系在z~5的丰度增强。然而，与DM分布的极端峰值处预期的过密度相比，这些增强明显较弱。因此，在$z\gtrsim5$宇宙中探测到的类星体不太可能精确地指出超星系团祖先在本宇宙中的位置。
2013-05-09 astro-ph.CO
On the algorithms of radiative cooling in semi-analytic models
我们研究了七个半解析模型（SAM）的星系形成，包括一个新的模型，我们在本文中提出的多辐射冷却算法的行为。我们使用没有反馈的模型版本，并将其应用于宇宙学背景下生长的暗物质晕，其最终质量范围从10^{11}Msun到10^{14}Msun。首先，使用简化的平滑增长的晕模型，我们证明了不同的算法预测的冷却速率和最终的冷气质量，相差约5倍的大质量晕（>10^{12}Msun）。该算法是在更好的协议，为质量较小的晕，因为他们有效地冷却，因此，他们的冷却速率在很大程度上是由晕吸积率的限制。然而，对于质量较小的晕，所有的SAM预测的冷却比相应的一维流体动力学模型。其次，我们利用并合树研究了暗物质晕中心星系的气体吸积历史。包含合并改变了冷却历史的晕锁定气体在星系内的小晕在早期。对于现实的晕模型，由算法预测的冷气体质量的色散是0.5德克斯为高质量的晕和0.1德克斯为低质量的晕，而吸积率的色散是大约两倍大。与宇宙学SPH模拟相比，我们发现大多数SAM系统地低估了低质量晕的气体吸积速率，但高估了大质量晕的气体吸积速率。虽然这些模型都包含了“快”和“慢”两种吸积模式，但两种吸积模式之间的转换在模型之间存在差异，并且与模拟结果也不同。最后，我们构建了一个新的模型，明确纳入冷晕气体来说明这样一类模型可以更好地匹配宇宙学流体动力学模拟的结果。
2011-09-28 astro-ph.CO
High resolution studies of massive primordial haloes
具有维里温度$\rm T_{vir} \geq 10^{4}$ K的原子冷却晕是第一个星系和第一个中等质量黑洞形成的最合理的地点。因此，重要的是要评估是否可以从数值模拟中获得有关其主要特性的可靠结果。一个主要的不确定性是湍流的存在，这在宇宙学模拟中几乎无法解决。我们探索后者都追求高分辨率的模拟高达64细胞每牛仔裤长度，并通过将一个亚网格尺度的湍流模型来解释湍流压力和粘度的未解决的尺度。我们发现晕中的主要物理量，特别是密度、温度和能量密度分布近似收敛。然而，在中央500 AU的形态变化显着增加分辨率，并出现相当多的动荡。在系统比较三种不同的晕，我们进一步发现，湍流亚网格尺度模型产生了更紧凑的中心结构，并减少了涡量。这种紧凑的形态可能特别有利于在中心物体上的吸积。
2012-12-19 astro-ph.CO
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmology with massive neutrinos I: towards a realistic modeling of the relation between matter, haloes and galaxies
通过使用一套大盒子大小的N体模拟，将大量的中微子作为一组额外的粒子，我们调查的影响中微子质量的空间分布的暗物质晕和星系。我们使用统计工具，如功率谱和两点关联函数计算暗物质晕的空间分布和整体物质和冷暗物质分布之间的偏差。总的来说，我们发现了一个规模依赖的大尺度上的宇宙学与大质量中微子的偏见。然而，我们的研究结果表明，规模依赖的偏见减少，如果后者是相对于冷暗物质分布计算。我们发现，一旦使用线性冷暗物质功率谱，而不是总物质功率谱，廷克拟合公式可以合理地再现大尺度上的偏差值。我们调查是否真的是来自纯粹的中微子效应或从非线性引力坍缩晕的尺度依赖的偏见。为此，我们讨论了$Ω_ν$ - $σ_8$简并，发现这种简并不是完美的，这意味着中微子的印记轻微的规模依赖于大规模的偏见。最后，利用一个简单的晕占据分布（HOD）模型，我们研究了大质量中微子对星系在暗物质晕中分布的影响。我们使用斯隆数字巡天II数据发布7中的主要星系样本来研究是否可以单独使用小尺度星系聚类来区分具有不同中微子质量的不同宇宙学模型。我们的研究结果表明，不同的选择的HOD参数可以重现观测测量相对较好，我们量化的HOD参数的值之间的差异无质量和大质量中微子宇宙学。
2013-11-04 astro-ph.CO hep-ph
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
Linking galaxies to dark matter haloes at $z\sim1$ : dependence of galaxy clustering on stellar mass and specific star formation rate
研究了$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$星系在$z\sim1$的角两点关联函数对恒星质量（$M_{*}$）和比恒星形成率（sSFR）的依赖关系。来自UKIDSS DXS和CFHTLS的数据覆盖了8.2度$^{2}$样本尺度，在$z\sim1$上大于100 $h^{-1}$ Mpc，使我们能够通过晕建模来研究聚类、$M_{*}$和恒星形成之间的相关性。基于$M_{*}$阈值样本的晕占据分布（HOD），我们推导了$M_{*}$合并星系的HOD，并计算了$M_{*}/M_{\rm halo}$比。中心星系的比率在$M_{\rm halo}\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$处显示出一个峰值，在星团环境中，卫星主要贡献于总恒星质量，其$M_{*}/M_{\rm halo}$值为0.01- 0.02。使用sSFR分裂的恒星形成星系，我们发现，主序星星系（$\rm log\,sSFR/yr^{-1}\sim-9$）主要是中央星系的$\sim10^{12.5} h^{-1}M_{\odot}$晕与最低的集群振幅，而较低的sSFR星系由中央和卫星星系的混合物，其中那些与最低的$M_{*}$主要是卫星影响他们的环境。考虑到最低的$M_{\rm halo}$样本在每个$M_{*}$仓，大质量的中央星系居住在更多的质量晕与较低的sSFR比低质量的，表明恒星形成的中央星系演…
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-alpha emitters gone missing: the different evolution of the bright and faint populations
我们使用高动态范围的舍伍德模拟，通过周围的环和星系际介质周围的暗物质晕预计主机莱曼α发射体（LAEs）在z > 5.7，莱曼α线的传输模型。我们发现，在这些红移下，与质量较小的晕（~10^9 M_sun）相比，质量较大的晕（~10^11 M_sun）周围的CGM环境非常不同，这可能有助于这些晕内LAE的莱曼α传输的不同演化。此外，我们证实，部分差异演化可能是由于明亮的LAEs更有可能驻留在较大的电离区。我们得出结论，CGM环境和IGM电离结构的组合可能是负责在z > 6的LAE光度函数的亮端和暗端的差分演化。更一般地说，我们确认的建议，自屏蔽的中性气体在外围的主机晕可以强烈衰减莱曼α发射高红移星系。我们发现，这有一个更强大的影响，更大规模的晕主办明亮的LAEs。因此，LAE光度函数的暗端是IGM平均电离状态的更可靠的探测器。比较我们的LAEs模型与一系列的观测数据，我们发现，有利的再电离历史是我们以前提倡的“晚”和“非常晚”的再电离历史，其中再电离完成相当迅速，在z ~ 6左右。
2018-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The contribution of massive haloes to the matter power spectrum in the presence of AGN feedback
本文利用cosmo-OWLS和BAHAMAS模拟，研究了AGN反馈对不同质量晕物质功率谱的影响，发现反馈通过喷射物质抑制了各质量晕的功率，并提出一个无自由参数模型，将功率抑制预测精度提升至百分比水平。
2023-09-12 astro-ph.CO
MEGA: Merger graphs of structure formation
在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of dark matter mini-haloes at z >= 15
理解宇宙中第一个物体的形成关键取决于知道在高红移（z > 15）的小暗物质结构的性质是否不同于它们更大质量的低红移对应物。为了澄清这一点，我们进行了一个高分辨率的N体模拟的宇宙体积1兆秒差距/小时的一面共动，达到最高的质量分辨率，迄今为止，在这个制度。我们对表征暗物质晕的各种物理性质（如维里比、自旋参数、形状和形成时间等）进行了精确的测量。对于高红移（z > 15）的暗物质小晕，我们在我们的模拟中发现，并比较它们与文献结果和中等分辨率的比较运行在一个立方体的边长100 Mpc/h。我们发现，在高红移的暗物质晕有一个对数正态分布的无量纲自旋参数的中心约为λ $\sim$ 0.03，类似于他们更大的质量的同行。它们倾向于具有最短轴与最长轴的长度的小比率（球形），并且是高度长的。事实上，最近形成的给定质量的晕是最不球形的，具有最高的维里比，并且具有最高的自旋。有趣的是，与质量更大的物体相比，我们的迷你晕的形成时间对质量的依赖非常微弱。这是预期的线性功率谱密度扰动在这个尺度上的斜率，但尽管有这种差异，暗物质结构在高红移共享许多属性与他们更大的质量在以后的时间观察到的同行。
2014-05-15 astro-ph.CO
Non-thermal emission and dynamical state of massive galaxy clusters from CLASH sample
大质量星系团是宇宙中发生合并事件最剧烈的大尺度结构。基于它们在X射线中的形态学特性，它们被分类为非弛豫和弛豫簇，并且通常具有（其中的一部分）不同类型的非热无线电发射组分，即，光环，迷你光环，遗迹和凤凰在其内部集群中（ICM）。射电晕在低射频下表现出陡峭（α = -1.2）和超陡峭（α < -1.5）的光谱特性，这对星系团的合并（前或后）状态提供了重要的见解。超陡谱射电晕发射是罕见的，预计将成为未来通过LOFAR和SKA发现的主要群体。此外，物质的分布（形态信息），从ICM的热X射线发射气体与总质量（暗+重子物质）和明亮的星系团星系（BCG）的对齐通常被用来研究集群的动力学状态。我们在这里提出了一个多波长的研究，从CLASH调查的14个大质量的集群，并显示它们的合并在X射线和光谱特性（1.4 GHz - 150 MHz）在无线电波长之间的相关性。利用光学数据，我们还讨论了气体质量的排列，以了解暗物质和重子物质之间的相互作用，在大质量星系团。
2016-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes
以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。
2013-08-20 astro-ph.CO
The mass accretion history of dark matter haloes down to Earth mass
本研究利用“Cosmic-Zoom”项目探讨了降至地球质量的暗物质晕质量吸积历史，发现扩展Press-Schechter理论在整个质量范围内能较好预测暗物质晕的层级构建。
2025-04-03 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
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On merger bias and the clustering of quasars
我们使用的大目录的晕千年模拟测试是否最近合并的晕表现出更强的大规模集群比其他晕相同的质量。这种效应有助于理解类星体在高红移时的强烈聚集现象。然而，我们发现在红移范围2 < z < 5内，最近合并的晕没有统计学上显著的过量偏差，最大质量的晕显示出至多~ 5%的过量偏差。我们还考虑从建立在千年模拟的半解析模型中提取的星系。在固定的恒星质量，我们发现一个额外的偏差~ 20-30%，最近合并的对象，随着恒星质量的增加而减少。事实上，最近合并的星系被发现在系统上比相同恒星质量的其他星系更大质量的晕占了这个信号的一半左右，对于高质量星系来说可能更多。大质量系统的弱合并偏差表明，合并驱动性质的物体，如类星体，与其他具有相同特征质量的物体相比，不会有显着不同的聚集。我们讨论了这些结果的解释聚类数据类星体的占空比，可见时间，并在黑洞主机质量关系的演变的影响。
2009-08-31 astro-ph.CO
Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies
本文研究了帕洛玛天文台宽视场红外巡天中恒星质量M*>10^10Msol的星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究了这些恒星质量选定的样本的集群作为红移和恒星质量的函数的属性，并发现，具有高恒星质量的星系有一个渐进的更高的集群强度比星系具有较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步估计这些恒星质量的选定星系的暗物质晕的平均总质量。对于我们样本中的所有星系，恒星质量与总质量的比值总是低于普适重子质量分数，恒星质量与总质量的比值与中心星系的晕质量密切相关，因此质量更大的晕以恒星的形式包含更低的质量分数。剩余的重子质量部分包含在这些晕中的卫星星系内的恒星中，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将此解释为“光环缩小”效应。
2011-02-24 astro-ph.CO
The Faber-Jackson relation and Fundamental Plane from halo abundance matching
基本平面（FP）描述了椭圆星系的恒星质量、大小和速度色散之间的关系;费伯-杰克逊关系（FJR）是它在{质量、速度}空间的投影。在这项工作中，我们重新部署和扩展了Desmond & Wechsler（2015）的框架，以询问是否基于丰度匹配的LCDM模型在匹配星系的空间分布方面取得了成功，也能够解释FJR和FP的关键特性，包括它们的散射。在我们的框架内，与FJR正常化的协议要求晕扩大，以应对光盘的形成。我们发现，倾斜的FP可以解释由所观察到的星系结构的非同源性和丰度匹配与通用的初始质量函数（IMF）产生的质光比的变化相结合，只要考虑到恒星运动的各向异性。然而，由于在固定的恒星质量的晕属性的变化，位于宇宙学动机的晕星系的FP周围的预测散射大大增加，似乎超过了数据。这意味着星系和晕变量之间的额外相关性可能需要完全调和这些模型与椭圆星系的比例关系。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering and bias of radio-selected AGN and star-forming galaxies in the COSMOS field
星系所处的暗物质晕很可能对它们的演化产生重大影响。我们调查暗物质晕和它们的组成星系之间的联系，通过测量射电源的角两点相关函数，使用最近发布的3 GHz的成像超过$\sim 2 \ \mathrm{deg}^2$的COSMOS领域。我们将射电源群分为恒星形成星系（SFG）和活动星系核（AGN），并进一步将活动星系核分为辐射效率高和效率低的吸积体。限制我们的分析$z<1$，我们发现SFG有一个偏见，$b = 1.5 ^{+0.1}_{-0.2}$，在$z=0.62$的中位红移。另一方面，活动星系核与中位红移为0.7的$b = 2.1\pm 0.2$明显更强地成簇。这支持了活动星系核由比SFG更大质量的晕承载的观点。在相同的红移（$b = 2.9 \pm 0.3$）下，低吸积率活动星系核比高吸积率活动星系核（$b = 1.8^{+0.4}_{-0.5}$）更加聚集，表明低吸积率活动星系核存在于更高质量的晕中。这支持了先前的证据，即居住在最大质量晕中的相对较热的气体无法轻易地被中心活动星系核吸积，导致它们效率低下。我们还发现证据表明，低吸积率活动星系核似乎居住在晕质量的$M_{h} \sim 3-4 \times 10^{13}h^{-1}$ M $_{\odot}$在所有的红移。另一方面，有效吸积物在低红移时存在于$M_{h} \sim 1-2 \times 10^{13}h^{-1}$…
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback boundary of haloes in hydrodynamic simulations
回溅半径，$R_{\rm sp}$，是一个物理驱动的晕边界，分离降落和坍缩的物质晕。我们研究了$R_{\rm sp}$在流体动力学和暗物质只有illustrisTNG模拟。$R_{\rm sp}$最常用的特征是径向密度分布最陡的半径。因此，我们明确优化我们的密度曲线拟合曲线斜率，并发现这导致了一个$\sim5\%$更大的半径相比，其他优化。我们计算了质量在$10^{13-15}{\rm M}_{\odot}$之间的晕的$R_{\rm sp}$作为晕质量、吸积率和红移的函数。$R_{\rm sp}$减少与质量和红移的晕类似的$M_{\rm200m}$与以前的工作。我们还发现，$R_{\rm sp}/R_{\rm200m}$与晕吸积率减少。我们应用我们的分析暗物质，气体和卫星星系与晕调查的观测潜力的$R_{\rm sp}$。气体剖面中最陡斜率的半径始终小于从暗物质剖面计算的值。在观测中经常使用的星系轮廓中，最陡的斜率往往与暗物质轮廓一致，但对于质量较小的晕，斜率较低。我们比较了$R_{\rm sp}$在流体动力学和N体暗物质的模拟，并没有发现一个显着的差异所造成的重子物理。因此，结果从暗物质只有模拟应适用于现实的晕。
2021-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal structure of dark matter haloes over a mass range of 20 orders of magnitude
宇宙学模型中，暗物质由冷的基本粒子组成，预测暗晕人口应该扩展到质量比星系形成的质量低许多数量级。在这里，我们报告了一个宇宙学模拟的形成今天的晕在整个范围内观察到的晕质量（20个数量级）时，暗物质被假定为在弱相互作用的质量约100千兆电子伏特的大质量粒子的形式。该模拟具有30个数量级的质量的完整动态范围，并解决了数百个地球质量晕的内部结构，其细节与数百个丰富的星系团一样。我们发现，晕密度分布是普遍的，在整个质量范围内，以及简单的两个参数拟合公式描述。晕的质量和浓度在某种程度上是紧密相关的，这取决于宇宙学和暗物质的性质。对于一个固定的质量，浓度是独立的本地环境的晕小于那些典型的星系。质量在10^3到10^11太阳质量范围内的晕对暗物质湮灭产生的光度的贡献大致相等（每对数间隔），我们发现它比以前所有的估计都要小1000倍。
2020-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
The Hydrangea simulations: galaxy formation in and around massive clusters
我们介绍绣球花模拟，这是一套对重子粒子质量约为10^6 M_Sun的大质量星系团（M_200c = 10^14-10^15 M_Sun）进行的24个宇宙学流体动力学放大模拟。旨在研究星团环境对星系形成的影响，它们是“鹰”项目的关键部分（Barnes等人，2017）。他们使用为EAGLE项目开发的星系形成模型，该模型已被证明可以产生与观测一致的真实场星系和星系群的热气部分。模拟的星系团的总恒星质量含量与观测结果一致，但星系团中心的星系质量太大，高达0.6 dex。被动卫星的比例高于在野外的比例，并且在恒星质量Mstar > 10^10 M_Sun时，这种环境效应在数量上与观测结果一致。预测的卫星恒星质量函数与当地星团巡天的数据相匹配。标准化到总质量，在星系团的维里半径内的低质量（M星< 10^10 M_Sun）星系比在视场中的少，主要是由于恒星形成的淬灭。相反，模拟预测与持续到其远郊（> 5r_200c）的场相比，星团中的大质量星系过多。这是由显着增加的恒星质量分数的（子）晕在集群环境中，高达~0.3德克斯甚至远远超过r_200c。星系团附近的晕也比同等质量的场晕更集中，但这两种效应在很大程度上是不相关的。
2017-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO 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 small scale dynamo and the amplification of magnetic fields in massive primordial haloes
虽然目前的宇宙学标准模型对初始磁场强度没有明确的预测，但有效的发电机作用可以通过快速放大来补偿最初较弱的种子场。特别是，小规模发电机预计将指数放大任何弱磁场在湍流的存在。我们探索这种情况是否是可行的，使用宇宙学磁流体动力学模拟模拟的第一个星系的形成，预计形成所谓的原子冷却晕的维里温度$\rm T_{vir} \geq 10^{4}$ K。由于以前的计算表明，需要一个高的牛仔裤分辨率来解决湍流结构和发电机的影响，我们的计算采用的分辨率高达128细胞每牛仔裤长度。发电机的存在，可以清楚地确认为每牛仔裤长度至少64个细胞的分辨率，而饱和发生在近似均分与湍流能量。由于原始星系中的雷诺数很大，我们预计饱和会在早期阶段发生，这意味着在密度为10 ^4 cm^{-3}时磁场强度为\sim 0.1 $μ$ G。
2013-03-25 astro-ph.CO
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 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 Manticore-Local Cluster Catalogue: A Posterior Map of Massive Structures in the Nearby Universe
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文基于Manticore-Local后验集构建了附近宇宙中大质量结构的公开目录，通过后验估计提供质量、位置和速度的可靠信息，并通过Planck热SZ测量验证了系统的质量趋势。
2026-03-16 astro-ph.CO
Escape fraction of ionizing photons from high-redshift galaxies in cosmological SPH simulations
结合三维辐射转移（RT）计算和宇宙学SPH模拟，研究了z=3-6的高红移星系电离光子逃逸率（f_esc）.我们的模拟覆盖了晕的质量范围M_h = 10^9 - 10^12 M_sun。我们用真实辐射转移（ART）程序对几百个模拟星系进行了后处理，研究了fesc对晕质量的依赖性。在本文中，我们仅限于从每个暗物质晕中的本地恒星星族的恒星辐射传输。我们发现，随着晕质量的增加，平均fesc急剧下降，与一个大的分散较低的质量晕。Mh ~ 10^9 Msun的低质量晕具有较大的fesc值（平均值约为0.4），而Mh ~ 10^11 Msun的大质量晕具有较小的fesc值（平均值约为0.07）。这是因为在我们的模拟中，大质量晕在气体分布中显示出更多的团块结构，恒星形成区域嵌入这些团块中，使得电离光子更难逃逸。另一方面，在低质量晕中，由于年轻星团的位置偏离了暗物质晕的中心，经常会出现高度电离气体的锥形区域，这使得电离光子比在高质量晕中更容易逃逸。通过计算逃逸电离光子的数量，我们证明了恒星形成星系可以在z=3-6时包围星系际介质。电离光子的主要贡献者是Mh < 10^10 Msun的晕，这是由于它们的高fesc。f_esc的大的分散表明，在再电离的早期阶段，即使具有相同的质量，在晕周围也可能存在不同尺寸的H{ \sc ii}气泡。我们还研究了紫外背景辐射场对fesc的影响，使用简单的，四种不同的紫外…
2010-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Perturbation theory approach for the power spectrum: from dark matter in real space to massive haloes in redshift space
我们调查的准确性欧拉微扰理论描述的物质和星系的功率谱在真实和红移空间，在未来的观测探测精密宇宙学。将分析结果与一系列N体模拟（160个独立的盒子，每个盒子的体积为13.8（Gpc/h）^3，这些盒子都是公开的）进行比较，我们发现，当k < 0.20 h/Mpc，红移z < 1.5时，标准微扰方法中的重求和项预测的实空间物质功率谱的准确度< 2%。这是获得以下广泛的技术编写的图形化传播1-循环的贡献。我们表明，该计划的准确性增加，考虑高阶项的图形化传播。通过将图化微扰理论与文献中讨论的从实空间到红移空间的映射的几种模型相结合，可以用与N体结果的百分之几偏差来描述暗物质功率谱的多极，其中k < 0.15h/Mpc，z < 1。因此，对数生长率f可以在这些尺度上以低于百分比的精度恢复。将模型扩展到红移空间中的大质量暗物质晕，我们的结果在2%的精度内描述了N体数据中k < 0.15 h/Mpc，z < 0.5时的f项;当晕偏差已知时，f可以在< 5%的精度内恢复。我们的结论是，这些技术是适合于从未来的星系调查中提取宇宙学信息。
2012-12-04 astro-ph.CO
X-ray haloes and star formation in early-type galaxies
描述早型星系轴对称双分量模型中热ISM演化的高分辨率二维流体动力学模拟很好地再现了观测到的X射线光度（$L_\mathrm{x}$）和温度（$T_\mathrm{x}$）随星系形状和旋转的变化趋势，但也揭示了旋转系统中超大质量冷却气体盘的形成。在这项研究的后续行动中，在这里，我们调查的影响，恒星形成的光盘，包括随之而来的注入质量，动量和能量的预先存在的星际介质。结果表明，后续世代的恒星在赤道区相继产生，新恒星的平均年龄为$> 5$ Gyr，所采用的恒星形成配方可以重现经验的Kennicutt-Schmidt关系。在没有恒星形成的情况下，对热气体的$L_\mathrm{x}$和$T_\mathrm{x}$的研究结果以及它们随星系形状和旋转的变化趋势进行了确认。与此同时，大部分的冷气盘被消耗成新的恒星，导致更现实的最终系统，其冷气质量和恒星形成率与在本地宇宙中观察到的结果吻合得很好。特别是，我们的模型可以解释在大质量，快速旋转的早期星系中观察到的运动学对齐的气体。
2015-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physical origins of low-mass spin bias
在$z=0$，质量高于$\log(\text{M}_{\text{c}}/h^{-1}\text{M}_\odot)\simeq 11.5$的高自旋晕比相同质量的低自旋晕有更高的偏置。然而，已知该趋势在低于该特征交叉质量$\text{M}_{\text{c}}$时反转。本文测量了低质量端晕自旋偏置的红移演化和标度依赖性，并证明了信号的反转完全是由回溅晕效应产生的。这些低质量的晕倾向于生活在更大质量的晕附近，因此共享它们的大规模偏置特性。我们进一步表明，红移相关的交叉质量尺度$\text{M}_{\text{c}}(z)$的位置是完全由低自旋和高自旋子群中的回溅的相对丰度决定的。一旦从样品中去除回溅晕，自旋偏置的固有质量依赖性就恢复了。由于回溅已被证明占一些组装偏置信号在低质量端，我们的研究结果揭示了两个不同的二次偏置趋势之间的特定联系：自旋偏置和组装偏置。
2020-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstructing the distribution of haloes and mock galaxies below the resolution limit in cosmological simulations
我们提出了一种方法，用于填充暗物质模拟与质量低于分辨率限制晕。它是基于随机抽样的一个领域来自密度场的晕目录，使用的约束条件晕质量函数n（m| δ）。我们测试的方法的准确性，并显示其应用的背景下，建立模拟星系样本。我们发现，这种技术可以精确再现的两点统计的星系在模拟样本用这种方法构建。我们的研究结果表明，完整的信息内容的模拟可以有效地沟通，只使用一个目录的更大规模的晕。
2013-07-18 astro-ph.CO
