Constraining the last 7 billion years of galaxy evolution in semi-analytic models
我们研究了Croton et al.（2006）半解析模型再现宇宙历史最后70亿年中观测星系演化的能力。使用Monte-Carlo马尔可夫链技术，我们探索了可用的参数空间，以产生一个模型，试图实现一个统计上准确的拟合所观察到的恒星质量函数在z=0和z~0.8，以及本地黑洞-凸起的关系。我们发现，为了取得成功，我们需要将超新星反馈效率推到极端极限，在某些情况下，目前的观测结果是不合理的。这使我们得出结论，目前的模式可能是不完整的。使用我们的拟合提供的后验概率分布，以及我们生产的恒星质量函数的定性细节，我们建议，任何未来的模型改进必须采取行动，优先支持在最大质量的晕在高红移恒星形成效率。
2012-11-30 astro-ph.CO
The star formation history in the last 10 billion years from CIB cross-correlations
宇宙红外背景辐射（CIB）追踪了所有宇宙时期恒星形成星系的辐射。分解不同红移的星系对观测到的CIB图的贡献将使我们能够探测恒星形成的历史。在本文中，我们交叉相关的CIB与星系样本覆盖范围$z\lesssim2$测量偏置加权恒星形成率（SFR）密度$\langle bρ_{\rm SFR}\rangle$作为时间的函数，在一个模型独立的方式。这个数量是补充的SFR密度$ρ_{\rm SFR}$的直接测量，给予更高的权重更大的质量晕，从而提供额外的信息，以限制恒星形成的物理特性。使用交叉相关的CIB与星系的DESI遗产调查和扩展的重子振荡光谱调查，我们获得高信噪比测量的$\langle bρ_{\rm SFR}\rangle$，然后我们使用它来限制基于晕的模型的恒星形成历史。我们适合晕为基础的SFR模型，我们的数据和比较恢复的$ρ_{\rm SFR}$与直接测量这个数量。我们发现两个独立的数据集之间的定性良好的协议，虽然细节取决于特定的晕模型假设。这构成了一个有用的稳健性测试的物理解释的CIB，并加强了CIB地图作为宝贵的天体物理探测器的大尺度结构的作用。我们报告我们的测量$\langle bρ_{\rm SFR}\rangle$，以及他们的统计不确定性，可用于约束恒星形成模型结合其他数据的一个彻底的帐户。
2022-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Improved Fit for Linear Halo Bias at High Redshift
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center（宇宙前沿中心）；Texas Center for Cosmology & Astroparticle Physics（德克萨斯宇宙学与高能物理中心）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究通过模拟数据测量高红移下暗物质晕偏置，发现其比低红移校准结果高3-4%，并提供更新的线性偏置拟合，将系统偏差降低至1%以下，为JWST等观测提供理论支持。
2026-04-15 astro-ph.CO
The First Billion Years project - IV: Proto-galaxies reionising the Universe
星系中的恒星对宇宙再电离的贡献取决于宇宙中恒星的形成历史、再电离过程中星系的丰度、电离光子的逃逸分数和星系间介质（IGM）的聚集因子。我们使用高分辨率流体动力学模拟计算在宇宙体积再电离过程中的恒星形成率和聚集因子。我们后处理的输出与详细的辐射转移模拟计算电离光子的逃逸分数。总之，这使我们有机会评估星系对自洽再电离的贡献。强烈的质量和红移依赖的逃逸分数表明，再电离发生在z=15和z=10之间，主要是由原星系形成的暗物质晕与质量之间的1 e7和1 e8太阳质量。更大质量的星系，在这些红移是罕见的，并有显着较低的逃逸分数贡献较少的光子再电离过程比更丰富的低质量星系。低质量晕中的恒星形成受到来自再电离的辐射反馈的抑制，因此这些原星系只有在它们所生活的宇宙部分仍然是中性的时候才会做出贡献。在z~10之后，大质量星系变得更加丰富，并提供了大部分电离光子。此外，我们发现，人口（流行）III星太短命，不够频繁，有一个重大贡献的再电离。虽然在再电离过程中产生大量电离光子的原星系的恒星成分太微弱，无法被詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）探测到，但这些来源在H-α和Ly-alpha复合线中最亮，JWST可能会在深度调查中探测到。
2012-11-07 astro-ph.CO
Too many protoclusters? Reconciling the overabundance of cluster progenitors within the first billion years of the Universe
University of Geneva（日内瓦大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）
针对JWST观测到的红移z>5的原星系团候选体数量远超ΛCDM预言的问题，通过修正观测与模拟中质量定义的不一致性（如孔径大小、演化追踪方向），并考虑并合和宇宙方差，完全消除了这一矛盾，发现64%的候选体实为原群，且无一可能演化为类似Coma的星系团。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constructing high-fidelity halo merger trees in AbacusSummit
跟踪暗物质晕的形成和演化是任何宇宙学$N$体模拟分析的关键方面。特别是，质量大会的晕及其祖先，封装在其合并树的形式，作为一个基本的输入构建半解析模型的星系形成，更普遍的是，为建设模拟目录，模仿星系调查。我们提出了一个算法构建晕合并树AbacusSummit，宇宙学$N$体模拟迄今为止进行了近60万亿粒子组成的最大的套件，并已被设计为满足宇宙学模拟要求的暗能量光谱仪（DESI）的调查。我们的方法跟踪光环的核心，以确定对象之间的关联在多个时间片，产生的光环祖先和后代的列表，在整个套件中确定了数百亿的光环。我们提出了一个应用程序，这些合并树作为一种手段，以提高AbacusSummit晕目录的保真度，通过标记和“合并”晕被认为表现出非单调的过去的合并历史。我们表明，这种清洁技术识别部分的晕人口已被分层，由于晕发现者所作的选择，但这可能是可行的一部分，更大的聚集体系统。我们证明，通过在这个后处理步骤中清理晕目录，我们删除了默认晕目录中潜在的非物理特征，留下了一个更强大的晕人口，可用于从AbacusSummit创建高度准确的模拟星系实现。
2022-03-14 astro-ph.CO
The intergalactic medium over the last 10 billion years I: Lyman alpha absorption and physical conditions
星系际介质（IGM）是所有宇宙时期重子的主要储存库。我们调查的IGM从z=2-0在48 Mpc/h，1.1亿粒子宇宙流体动力学模拟银河系外流使用三个处方的演变。我们专注于IGM的物理性质的演变，以及如何跟踪这些属性的Ly-alpha吸收使用HST/COS检测。我们的研究结果广泛地证实了经典的图片，大多数Ly-alpha吸收剂产生于高度电离的气体示踪的非线性大尺度结构。结构的增长导致气体从弥漫的光电离IGM进入其他宇宙阶段，即恒星，星系晕内的冷和热气体，以及未结合和冲击加热的温热星系际介质（WHIM）。到目前为止，重子在束缚相（35%）、扩散IGM（41%）和WHIM（24%）之间大致相等。在这里，我们（重新）定义WHIM为超密度低于晕且温度>10^5 K的气体，以便更紧密地将其与“缺失重子”对齐。当我们调整我们的光致电离背景，以配合所观察到的演变的Ly-alpha平均通量递减，我们得到的线数的演变，广泛同意与现有的数据。我们预测我们所青睐的动量驱动风模型的柱密度分布斜率为-1.70，与最近的观测结果一致，并且随着红移而变浅。通过改进统计数据，强线的频率可以成为流出的有价值的诊断，我们青睐的风模型与现有数据最匹配。在z=2-0范围内，柱密度和物理密度之间的关系相当紧密，对于扩散吸收体，其关系为ρ N_HI ^0.74 10^（-0.37z）。线宽仅粗略地反映吸收气体的温度，这将妨碍使…
2010-07-01 astro-ph.CO
MultiDark simulations: the story of dark matter halo concentrations and density profiles
准确预测暗物质晕的结构性质是现代宇宙学的基本目标之一。我们使用新的MultiDark宇宙学模拟套件来研究暗物质晕密度分布、浓度和速度各向异性的演化。MultiDark模拟涵盖了1e10 - 1e15Msun的大范围质量和高达50Gpc ** 3的体积。所有模拟中的暗物质晕总数超过600亿。我们发现，为了了解暗物质晕的结构，并作出~1%的密度分布准确的预测，需要认识到，晕浓度是比传统的维里半径的NFW配置文件中的核心半径的比率更复杂。对于质量晕，平均密度分布远离NFW形状，浓度由核半径和Einasto近似中的形状参数α定义。结合不同的红移，质量和宇宙学的结果，我们表明，通过三个阶段的演化晕的进展。(1)它们开始是罕见的密度峰值，经历非常快和几乎径向的下降。这种径向下沉使质量更接近中心，产生高度集中的晕。在这里，晕浓度随着晕质量的增加而增加，并且浓度由具有几乎恒定的核心半径的α参数定义。后来的晕滑入（2）高原区，在那里吸积变得不那么径向，但频繁的合并仍然影响甚至中心区域。现在浓度不依赖于晕质量。(3)一旦吸积速度减慢，晕就会进入浓度-质量关系下降的区域，因为新的吸积堆积了接近维里半径的质量，而核心半径保持不变。我们提供准确的分析适合晕密度分布和浓度的数值结果。
2016-02-03 astro-ph.CO
The intergalactic medium over the last 10 billion years II: Metal-line absorption and physical conditions
利用1.1亿粒子宇宙流体动力学模拟研究了z=2->0时星系际介质和星系晕气体的金属丰度演化和含量。我们专注于可探测性和物理性质的紫外共振金属线吸收观测哈勃的宇宙起源光谱仪（COS）。我们确认，银河系的超风外流需要丰富的IGM观测水平下降到z=0使用三个风处方对比无风模拟。由于其中等的能量输入，我们青睐的动量守恒风处方将金属沉积在更靠近星系的地方，而更有活力的恒定风模型将温暖的IGM丰富了6.4倍。尽管有这些显著的差异，所有的风模型产生的金属线统计的两个现有的观测的一个因素。这是因为OVI、CIV、SiIV和NeVIII吸收剂主要来自T<10^5 K的光电离气体，在三种反馈方案中，光电离气体富集到相似的水平。OVI吸收体追踪扩散相，δ <100，在z=0时富集到约1/50 Zsol，尽管吸收体本身通常超过0.3 Zsol，并且来自不均匀分布的未混合风。CIV和SiIV吸收体主要追踪晕内的T~10^4 K气体。我们预测COS将观测到一群NeVIII光电离吸收体，追踪T<10^5 K，δ ~10的气体。在COS S/N=30的模拟视线中，虽然探测到T=10^（6-7）K的晕气，但很少探测到MgX和SiXII。一般来说，IGM是以由外向内的方式富集的，其中在较高的红移下释放的风吹金属达到较低的超密度，导致较高的电离物质追踪较低密度，较老的金属。在z=0时，星系外90%的重子富集到0.096…
2011-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Iron and alpha-element Production in the First One Billion Years after the Big Bang
我们目前的测量碳，氧，硅，铁在类星体吸收系统存在时，宇宙大约是10亿岁。我们使用Keck，Magellan和VLT光学和近红外光谱测量了9个低电离系统中4.7 < z < 6.3的柱密度，具有中等到高分辨率。C II、O I、Si II和Fe II之间的柱密度比在较低的红移处与亚DLA和贫金属（[M/H] < -1）DLA几乎相同，在2 < z < 6上没有显著的演变。任何两个元素的比率的估计固有散射也很小，具有典型的r.m.s. 4.7系统的偏差<0.1 dex. These facts suggest that dust depletion and ionization effects are minimal in our z >，在较低的红移的DLAs，和柱密度比接近固有的相对元素丰度。因此，我们的z > 4.7系统中的丰度可能代表宇宙历史第一个千兆年内恒星星族的典型综合产额。由于在这些红移的宇宙年龄所施加的时间限制，我们的测量因此直接限制了大质量恒星的金属生产，包括瞬发超新星的铁产量。红移演化的缺乏进一步表明，在z > 2时，大多数贫金属吸收系统的金属库存也由大质量恒星主导，延迟的Ia型超新星或AGB风的贡献很小。我们系统中的相对丰度与金属含量非常低、非碳增强的星系晕恒星中的相对丰度大致一致。这与现今贫金属恒星可能早在大爆炸后10亿年就形成的观点一致。
2011-11-21 astro-ph.CO
The splashback radius of halos from particle dynamics. II. Dependence on mass, accretion rate, redshift, and cosmology
粒子落入暗物质晕后，在第一个轨道上的回溅半径$R_{\rm sp}$，最近被认为是一个物理驱动的晕边界，它将吸积与轨道物质分开。使用SPARTA代码在文件I中，我们分析了宇宙学模拟的结构形成和测量$R_{\rm sp}$的晕，跨越从矮星系到大质量星系团晕的质量范围内，达到红移8，包括WMAP，普朗克和自相似宇宙学的数十亿粒子的轨道。我们分析了$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$对质量吸积率$Γ$、晕质量、红移和宇宙学的依赖性。这些关系的离散度在0.02和0.1之间变化。虽然我们证实了已知的趋势，即$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$减少与$Γ$，关系变得比以前认为的更复杂，证明了$R_{\rm sp}$是一个独立的定义的晕边界，不能平凡地重建从球形过密度定义。我们提出的拟合函数为$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$的吸积率，峰高，和红移的函数，实现了5%或更好的精度到处探索的参数空间。我们讨论了粒子远心分布的物理意义，并表明，以前提出的定义$R_{\rm sp}$的半径最陡的对数密度斜率包围约四分之三的远心。最后，我们得出结论，到目前为止，没有分析模型可以完全解释我们的结果。
2017-07-14 astro-ph.CO
Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event
基于金属丰度的选择，我们确定了一个显着的子人口的内晕球状星团在仙女座星系，我们命名为杜莱斯结构。它是一个由10-20个球状星团组成的同向旋转星团，在运动学上与大多数内晕星团不同，平均来说比大多数内晕星团更贫金属。有趣的是，这个杜莱斯结构的轨道轴与最近使用仙女座外晕中的球状星团子种群确定的年轻吸积事件的轨道轴紧密对齐，这强烈暗示了两者之间的因果关系。如果这种联系得到证实，那么对杜来结构中球状星团运动学的一个自然解释是，它们追踪到了在过去几十亿年中仙女座星系晕中大量祖先（~10^11 Msun）的吸积，这可能是作为一个更大的星系团陷落的一部分发生的。
2022-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo concentrations in the standard LCDM cosmology
我们在标准LCDM宇宙学的N体模拟中研究了暗物质晕的浓度及其演化。本文中给出的结果基于4个大型N体模拟，每个模拟大约有100亿个粒子：Millennium I和II，Bolshoi和MultiDark模拟。本文介绍了MultiDark（或BigBolshoi）模拟。这套模拟与高质量分辨率在一个大的体积，使我们能够计算前所未有的精度的浓度在一个大的范围内的尺度（约6个数量级的质量），这构成了我们目前的知识水平的最先进的暗物质晕在LCDM宇宙学的基本属性。我们发现不同的模拟数据集之间存在一致性。我们证实了一个新的功能晕浓度在高红移：一个平坦的和向上的质量增加。浓度c（M，z）作为质量和红移的函数，对于不同的宇宙学参数，表现出非常复杂的模式。然而，当用密度场sigma（M，z）的线性均方根波动表示时，晕圈浓度c（sigma）显示出几乎普遍的简单U形行为，在sigma=0.71的明确尺度处具有最小值。然而，红移和宇宙学的一些小的依赖性仍然存在。在高质量端（sigma < 1），中位晕运动学剖面显示出大的落入和高度径向轨道的特征。这种c-sigma（M，z）关系可以精确地参数化，并提供了一个分析模型的浓度晕质量的依赖关系。当应用于星系团时，我们对浓度的估计比以前较小的模拟结果大得多-高达1.5倍，并且与观测结果更吻合。（节略）
2011-04-27 astro-ph.CO
The Formation of Submillimetre-Bright Galaxies from Gas Infall over a Billion Years
高红移的亚毫米光度星系是宇宙中最明亮、大量恒星形成的星系，其特征是在850微米（S850 > 5 mJy）的远红外线中有惊人的发射。它们存在于~ 10^13 Msun的晕中，与红移相当的主序星盘相比，气体含量较低，环境复杂，在光学波长下不易观察到。它们的物理起源尚不清楚。模拟已经能够形成具有必要光度的星系，但无法同时匹配恒星质量，恒星形成速率，气体分数和环境。在这里，我们报告的宇宙流体动力学星系形成模拟，能够形成一个亚毫米星系，同时满足广泛的观测到的物理约束。我们发现居住在大质量暗物质晕中的星系群有上升的恒星形成历史，在z=2-3时的集体速率达到峰值~ 500-1000 Msun/yr，到那时，星际介质中的金属已经足够丰富，该区域可以被观察到亚毫米选择系统。强烈的恒星形成率部分是由早期恒星反馈的储层气体供应所推动的，而不是通过主要的合并。在占空比接近千兆年的情况下，我们的模拟表明，高z星系的亚毫米级发光阶段是一个与早期宇宙原星系团中的重大质量积累有关的阶段，并且许多亚毫米级发光星系实际上是由许多未解决的组件组成的（对此有一些观测证据）。
2015-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MICE Grand Challenge Lightcone Simulation II: Halo and Galaxy catalogues
这是一系列三篇论文中的第二篇，我们在其中展示了MICE合作的端到端模拟，MICE Grand Challenge（MICE-GC）运行。N-体包含约700亿暗物质粒子在一个$(3 \, h^{-1} \, {\rm Gpc})^3$共动体积跨越5个数量级的动力学范围。在这里，我们介绍了晕和星系目录建立在它的基础上，无论是在一个广泛的（$5000 \,{\rm deg}^2$）和深（$z<1.4$）光锥和几个共动快照。晕轮消退至少量$10^{11} \,h^{-1}\,{\rm M_{\odot}}$。这使我们能够将星系的模型降低到绝对星等M $_r<-18.9$。我们使用了一种新的混合Halo Occupation Distribution和Abbreviation Matching技术进行星系分配。该目录包括所有星系的光谱能量分布。我们描述了各种晕和星系聚类的应用。我们讨论了质量分辨效应如何在$\lesssim 5\%$水平上对分辨差的晕的大尺度$2$-pt聚类幅度产生偏差，以及它们的$3$-pt相关函数。我们发现一个特征的尺度依赖的偏见$\lesssim 6\%$整个BAO功能的晕远高于$M_{\star}\sim 10^{12}\,h^{-1}\,{\rm M_{\odot}}$和LRG星系。对于远低于$M_{\star}$的晕，在$100\,{\rm Mpc} h^{-1}…
2015-09-15 astro-ph.CO
The First Billion Years of a Warm Dark Matter Universe
我们提出的宇宙学N体流体动力学化学模拟的原始结构的生长和演化的方案与温暖的暗物质（WDM）具有3千电子伏的质量（热遗迹）的结果，并与标准的冷暗物质（CDM）组成的模型进行比较。我们专注于高红移宇宙（$z>6$），在那里的结构形成过程应该更好地反映原始（线性）的差异，在物质功率谱。我们发现，早期的时代可以是特殊的探测暗物质的性质。非线性WDM的功率谱和质量函数比CDM低2倍，并在整个第一陀螺中表现出几个因子的扩展。逃逸分子冷却WDM晕的结果严重抑制，因为在大$k$模式的阻尼功率，因此宇宙（人口III和II-I）的恒星形成率（SFR）通常被抑制相对于CDM预测。在$z>10$，在WDM背景下形成的发光物体非常罕见，这是由于在黑暗时代早期WDM迷你晕的稀疏和延迟演化，它们的缺乏可以用一个简单的分析公式来拟合，只取决于震级和红移。未来对暗星系的高$z$观测有可能通过宇宙恒星质量密度（SMD）和特定的SFR来区分CDM和WDM情景。当与其他宇宙学（例如非高斯或暗能量模型）或大$z$的高阶修正（例如原始流运动或原始IMF的变化）的影响相比时，WDM引起的影响肯定更引人注目。
2014-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Phoenix Project: the Dark Side of Rich Galaxy Clusters
我们介绍凤凰计划，一套$Λ$ CDM模拟的暗物质组成的9个丰富的星系团。每个集群至少在两个不同的数值分辨率进行模拟。对于其中的八个，最高分辨率对应于维里半径内的$\sim 130$百万个粒子，而对于一个，这个数字超过十亿。我们研究了这些系统的结构和子结构，并将其与Aquarius项目中以可比分辨率模拟的六个星系大小的暗物质晕进行了对比。这种比较突出了CDM晕结构和亚结构的近似质量不变性。我们发现在球形平均质量，伪相空间密度，和速度各向异性配置文件的宝瓶座和凤凰晕的差异不大。当按宿主晕的维里性质进行缩放时，尽管水瓶座和凤凰座晕的维里质量相差大约三十年，但子晕的丰度和径向分布也非常相似。最显著的区别是，星系团晕是最近才组装起来的，因此比星系晕要松弛得多，这导致了规则性降低，晕到晕的散射增加，与平均趋势有相当大的偏差。这加剧了单个簇的强非球面性对表面密度分布的影响，在给定半径下，表面密度分布可能会变化高达三倍，具体取决于投影。一些强透镜团簇的高表观浓度可能很好地反映了这些影响。最近的一次装配也解释了为什么凤凰光环中的子结构比水瓶座稍微丰富，特别是在内部区域。然而，在凤凰星系团中，分解的次晕只贡献了位力质量的$11 \pm 3%$。.
2012-06-25 astro-ph.CO
On the shape of dark matter halos from MultiDark Planck simulations
晕的形状在确定晕的重要观测性质，如质量、浓度和透镜截面方面起着核心作用。透镜星系团的三轴性对最大爱因斯坦半径的分布有着重要的影响，而弱透镜技术对内禀晕椭圆率很敏感。在这项工作中，我们提供的缩放关系的暗物质晕的形状作为质量（峰高）和红移的函数超过四个数量级的晕质量，即从$10^{11.5}$到$10^{15.8}~h^{-1}~$ M $_\odot$。我们已经分析了四个暗物质只有模拟从MultiDark宇宙学模拟套件与超过560亿粒子的盒子内的4.0，2.5，1.0和0.4 $h^{-1}$ Gpc大小假设\textit{Planck}宇宙学。暗物质晕已被确定在模拟中使用{ \sc rockstar}晕发现，它也确定轴比的对角化的惯性张量。为了推断给定质量的假设晕在给定的红移的形状，我们提供拟合函数的短轴到长轴和中间轴到长轴的比率作为峰高的函数。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy evolution from "dis"integrated light
掩蔽水平分支和巨星可以从金属和氢线强度明确测量简单古老恒星星族的平均年龄和金属丰度。在早期类型星系的发光晕中，十亿年的分辨率是可能的，限制了形成模型。通过分离主序列进行分析，避免了恒星演化中的大部分干扰参数。初始质量函数和s过程元件诊断也可以是可访问的。积分场摄谱仪在这项工作中有一个显着的优势，即在中高表面亮度的应用中，由于明亮恒星的存在而限制了混乱。
2012-07-12 astro-ph.CO
Slow Galaxy Growth within Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，质量最大的暗物质晕在红移z=1和z=0之间经历快速增长，对应于过去70亿年的宇宙时间。因此有一种期望，即最大质量星系的恒星质量也将通过在这个红移范围内的合并而迅速增长。虽然有一些大质量星系在低红移下合并的例子，但最近的观测表明，大质量星系的恒星质量自z=1以来只增长了30%。一些文献声称，大质量星系的缓慢增长与CDM范式相反，尽管情况不一定如此。为了确定为什么大质量星系没有快速增长，我们模拟了星系如何填充暗物质晕。为此，我们在NOAO深宽视场巡天的Bootes场中测量了红移z<1星系的空间密度和空间聚类。然后，我们使用晕占据分布（HOD）形式主义的观测建模。我们发现最大星系的恒星质量与暗物质晕质量的三分之一次方成正比。在质量最大的暗物质晕中，我们还发现恒星质量主要分布在“卫星”星系中。因此，大型星系的恒星质量预计会相对缓慢地增加，即使它们位于快速增长的暗物质晕中。
2009-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The $ν^2$GC Simulations : Quantifying the Dark Side of the Universe in the Planck Cosmology
我们提出了暗物质晕的演化在六个大的宇宙学N体模拟，称为$ν^2$ GC（新数值星系目录）模拟的基础上LCDM宇宙学与观测结果一致的普朗克卫星。最大的模拟由$8192^3$（5500亿）暗物质粒子组成，这些粒子装在一个$1.12 \, h^{-1} \rm Gpc$盒子里（质量分辨率为$2.20 \times 10^{8} \, h^{-1} M_{\odot}$）。在利用大于$1 \, h^{-1} \rm Gpc$的盒子的模拟中，我们的模拟产生了有史以来最高的分辨率模拟。具有最小盒子的$ν^2$ GC模拟由$70 \, h^{-1} \rm Mpc$盒子中的80亿个粒子组成（质量分辨率为$3.44 \times 10^{6} \, h^{-1} M_{\odot}$）。这些模拟可以跟踪质量超过8个数量级的晕的演化，从小型矮星系到大型星系团。利用$ν^2$ GC模拟的高分辨率和强统计特性，我们给出了晕质量函数、质量吸积率、形成红移和合并统计的统计结果，并给出了普朗克宇宙学的精确拟合函数.通过结合我们的新的半解析星系形成模型的$ν^2$ GC模拟，我们能够准备模拟目录的星系和活动星系核，这将是公开的在不久的将来。
2016-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Evolution of the Velocity-Mass-Size Relations of Disk-Dominated Galaxies over the Past 10 Billion Years
在基于LCDM的星系形成模型中，研究了恒星形成盘状星系的最大圆速度、恒星质量和光学半光半径之间标度关系的演化.使用的数据从文献中结合新的数据从深2和AEGIS调查，我们表明，有一个一致的观测和理论的图片，这些标度关系的演变，从z \sim 2 z=0。观测到的恒星尺度关系的演变是弱于暗物质晕，这可以复制，定性和定量的维里尺度关系，一个简单的，宇宙学的动机模型磁盘内不断增长的NFW暗物质晕的演变。在这个模型中，光学半光半径较小，无论是在固定的恒星质量和最大圆周速度，在较高的红移。这个模型还预言重子量之间的标度关系比相应的恒星关系演化得更弱。然而，我们强调，这种弱演化并不意味着单个星系的演化很弱。相反，单个星系的质量、大小和速度都在强烈增长，但它们的运动方式基本上是沿着标度关系。最后，最近的观测发现，一些z \sim 2的恒星形成盘星系具有惊人的大尺寸，这使得一些作者认为高红移盘星系具有异常高的自旋参数。然而，我们认为，磁盘规模的长度问题已被系统高估的一个因素\sim 2，并有一个偏移的一个因素\sim 1.4之间的Hα尺寸和光学尺寸。考虑到这些影响，没有迹象表明，恒星形成星系在高红移（z \sim 2）有异常高的自旋参数。
2010-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Survival of pure disk galaxies over the last 8 billion years
没有任何核球成分的纯盘星系，即，既不是经典的也不是伪的，似乎已经逃脱了合并活动的影响，固有的分层星系形成模型，以及强大的内部长期演变。我们发现，在哈勃深场（0.4 < z < 1.0）和局域宇宙（0.02 < z < 0.05）中，有相当一部分（15 - 18%）盘状星系是这样的纯盘系统（以下简称PDS）。在这些PDS的光的空间分布是很好地描述了一个单一的指数函数从郊区到中心，似乎一直保持完整，在过去的80亿年保持平均中心表面亮度和尺度长度几乎恒定。PDS的这两个盘参数分别比具有凸起的盘星系的盘更亮和更短。由于PDS的分数以及它们的轮廓定义参数没有变化，这表明这些星系自z~1以来没有经历过主要合并或多次次要合并。然而，在同一时间范围内，它们的总恒星质量和总尺寸都有很大的增加。这表明冷气体通过宇宙细丝的平滑吸积是它们演化的最可能模式。我们推测PDS是动态热和大规模的暗物质晕，这可能会阻止他们经历强烈的长期演化。
2016-02-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can 21-cm observations discriminate between high-mass and low-mass galaxies as reionization sources?
通过观察星系在最初的10亿年中对星系际介质的影响来探测第一个星系的前景使我们不禁要问，这种间接观测是否能够诊断出哪些类型的星系是最有可能发生再电离的。为了回答这个问题，我们考虑了一组大规模的再电离辐射转移模拟，这些模拟的体积足够大，可以对可观测到的特征做出有统计意义的预测，同时也可以直接分辨所有原子冷却的晕，直到10^8 M太阳。我们在这里集中在21厘米背景的预测，看看即将到来的观测是否能够区分宇宙电离主要由高质量的晕，其中高质量和低质量的晕负责，并看看这些结果如何取决于不确定的源效率。我们发现，第一代EoR/21厘米射电干涉仪阵列观察到的21厘米波动功率谱应该能够区分由高质量晕单独的情况下，由高质量和低质量晕，在一起。一些再电离方案产生非常相似的功率谱和均方根演变，因此只能区分其不同的平均再电离历史和21厘米PDF分布。我们发现，21厘米PDF分布的偏度平滑LOFAR样窗口显示了一个明确的功能与上升的均方根由于补丁。平均光电离率的测量对所研究区域的平均密度很敏感，因此在某些情况下可能会有很大的偏差。（节略）
2011-07-24 astro-ph.CO
SURFS: Riding the waves with Synthetic UniveRses For Surveys
我们提出了综合宇宙巡天（{ \sc surfs}）模拟，一组N体/水模拟的和谐$Λ$冷暗物质（\LCDM）宇宙学。这些模拟使用普朗克宇宙学，包含多达100亿个粒子和样本尺度和晕质量下降到$1~$ kpc和$10^8{\rm M}_\odot$。我们使用最先进的6D晕轮查找器和合并树构建器识别和跟踪从$z=24$到今天的晕轮。我们证明了晕合并树的某些属性是数值收敛的$\gtrsim100$粒子组成的晕。晕的质量平稳增长，$V_{\rm max}$，质量历史以$\log M(a)\propto\exp\left[-(a/β)^α\right]$为特征，其中$a$是比例因子，$α(M)\approx0.8$ \& $β(M)\approx0.024$，这些参数随着晕质量的减小而减小。子晕遵循幂律累积质量和速度函数，即$n(>f)\propto f^{-α}$与$α_{M}=0.83\pm0.01$和$α_{V_{\rm max}}=2.13\pm0.03$分别用于质量\速度，独立于红移，如在以前的研究中所看到的。晕到晕的振幅散射是$0.9$ ~dex。晕中亚晕的数量与晕的浓度$c$ \&自旋$λ$弱相关：高$c$ \&低$λ$的晕比低$c$ \&高$λ$的相似质量的晕具有更多的$60\%$亚晕。高节奏跟踪显示subhaloes是动态的居民，与$25\%$离开他们的主机晕暂时，成为一个ba…
2018-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking dwarf galaxies to halo building blocks with the most metal-poor star in Sculptor
目前的宇宙学模型表明，银河系的恒星晕是由许多较小的系统组成的。基于现今的矮星系中明显没有最贫金属的恒星，最近的研究声称，真正的银河系建筑块必须与幸存的矮星有很大的不同。在玉夫座矮星系中发现了一颗铁含量极低的恒星（S1020549），这一发现基于中等分辨率的光谱，对这一结论提出了质疑。然而，要证明矮星系和星系晕中发现的金属是由同一类型的恒星产生的，就必须对缺铁性进行验证，并测量其他元素，如α元素Mg。只有这样，矮星系恒星才能最终与早期恒星晕组装联系起来。在这里，我们报告了S1020549中11种元素的高分辨率光谱丰度，证实了铁的丰度不到太阳的1/4000，并表明整体丰度模式反映了低金属含量的晕星，包括α元素。这种化学相似性表明，数十亿年前被摧毁形成晕的系统与今天的矮星的祖先没有根本的不同，并表明所有星系的早期化学富集可能几乎相同。
2009-12-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Assessing inflow rates in atomic cooling halos: implications for direct collapse black holes
超大质量黑洞不仅在当今的星系中很常见，而且数十亿太阳质量的黑洞也为$z\geq 6$类星体提供了动力。形成这种黑洞的一种有效方法是将巨大的原始气体云坍缩成所谓的直接坍缩黑洞。这种情况的主要要求是存在大吸积率的$\rm \geq 0.1~M_{\odot}/yr$形成超大质量恒星。目前还不清楚如何以及在什么条件下可以获得这样的吸积率。本工作的主要目的是确定非等温坍缩条件下的质量吸积率。我们进行了高分辨率的宇宙学模拟的原始晕的几倍$\rm 10^7~M_{\odot}$照明的外部紫外通量，$\rm J_{21}=100-1000$。我们发现，旋转支撑的结构约秒差距大小组装，与$\rm 0.25 - 1$之间的纵横比取决于材料的性能。然而，旋转支撑并不能阻止塌缩，即使存在强度为$\rm J_{21} \geq 100$的中等UV背景通量，也可以获得$\rm \sim 0.1~M_{\odot}/yr$的质量流入率。为了评估这种大的吸积率是否可以保持在较长的时间尺度，我们采用了下沉粒子，确认吸积率的持久性$\rm \sim 0.1~M_{\odot}/yr$。我们提出，完全等温塌缩和分子氢抑制可能并不总是必要的形成超大质量恒星，黑洞种子的前身。对于UV通量$\rm J_{21}=500-1000$，至少在某些情况下可以获得足够高的流入速率。这个值使得对直接坍缩黑洞种子丰度的估计更接近高红移…
2015-06-30 astro-ph.CO
The COSMOS2015 galaxy stellar mass function: 13 billion years of stellar mass assembly in 10 snapshots
我们测量了宇宙场中直到$z\sim6$的星系的恒星质量函数。我们在COSMOS 2015目录的近红外波段中选择它们，其中包括UltraVISTA-DR 2，SPLASH和Subaru/Hyper-SuprimeCam的超深测光。在$z>2.5$，我们使用新的精确光度红移与误差$σ_z=0.03(1+z)$和一个离群分数的$12\%$，估计通过独特的光谱样本的宇宙。DR 2中增加的曝光时间，以及我们的全色探测策略，使我们能够相对于以前的UltraVISTA目录在高$z$下提高恒星质量完整性。我们还确定被动星系通过强大的颜色选择，扩展他们的SMF估计$z=4$。我们的工作提供了一个全面的看法之间的星系恒星质量组装$z=0.1$和6，第一次使用一致的估计在整个红移范围。我们用Schechter函数拟合这些测量值，校正爱丁顿偏差。我们比较SMF拟合与PDMATHAMT CDM模拟预测的晕质量函数。我们发现，在$z>3$这两个功能下降，在高质量端具有类似的斜率。这一特征可以解释为，假设在大质量晕中淬灭恒星形成的机制在高红移时变得不那么有效;然而，需要做进一步的工作来证实这种情况。对于SMF的低质量端，随着向更高的红移移动，它显示出逐渐变陡，$α$从$z\simeq0.1$处的$-1.47_{-0.02}^{+0.02}$降低到$z\simeq5$处的$-2.11_{-0.13}^{+0.30…
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Billion Years project - III: The impact of stellar radiation on the coevolution of Populations II and III
随着第三星族超新星（SNe）的第一次金属富集，第一颗金属富集的Pop II恒星的形成成为可能。反过来，Pop III恒星的形成和早期的金属富集被Pop II恒星发出的高能辐射减缓。因此，通过它们产生的SNe和辐射，第二和第三种群在早期宇宙中共同进化，一个受另一个的调节。我们进行了大尺度（4 Mpc）^[3]的高分辨率宇宙学模拟，在模拟中我们自洽地模拟了早期金属富集和恒星辐射对Pop III恒星形成所需的冷却剂（H2和HD）的破坏。我们发现，分子离解恒星辐射产生的本地和宇宙学距离的减少波普III恒星形成率在z > 10的数量级相比，在这种辐射不包括在内的情况下。然而，我们发现LW反馈的效果是提高Pop II星形成的量。我们将此归因于在模拟LW反馈时，SNe从暗物质晕中吹出气体的速率降低，这导致了更大的富含金属的恒星形成的储层。即使考虑到金属富集、分子离解辐射以及z < 10时再电离对低质量星系形成的强烈抑制，我们发现Pop III恒星的形成速率仍为10^-5 M太阳年^-1 Mpc^-3，直到z ~ 6。这表明，在未来的调查中可能发现的大多数原始对不稳定SNe将在z < 10处发现。我们还发现，从Pop II恒星发出的分子解离辐射可能会以足够高的速率破坏H2分子，以抑制气体冷却，并允许形成超大质量的原始恒星，这些恒星坍缩形成约10万个太阳质量的黑洞。
2012-06-25 astro-ph.CO
The descendants of the first quasars in the BlueTides simulation
已知质量为10亿太阳质量或更大的超大质量黑洞存在于$z=7$。然而，第一类类星体后代的现今环境并不清楚，也不知道它们是生活在大质量星系团中还是生活在$z=0$的孤立星系中。我们使用一个暗物质的唯一实现（BTMassTracer）的BlueTides宇宙流体动力学模拟研究的最大质量的黑洞在$z=8$的后代的晕属性。我们发现，具有最大质量黑洞的类星体的后代并不属于最大质量的晕。它们存在于类团（$\sim 10^{14}M_{\odot}$）质量的晕中，而模拟中最大质量的晕是质量为$\sim 10^{15} M_{\odot}$的富团。低红移的晕质量分布与质量最小黑洞的后代相似，PDMATHAMO的晕质量范围相似，这表明它们可能存在于类似的环境中。通过追溯$z=0$最大质量（星团大小）晕的$z = 8$祖先，我们发现它们最有可能的黑洞质量小于$10^7 M_{\odot}$ ;它们显然不是最大质量的黑洞之一。我们还提供了估计的可能性，找到一个高红移类星体托管黑洞的质量以上$10^{7} M_{\odot}$为一个给定的晕质量在$z=0$。对于大于$10^{15} M_{\odot}$的晕，它们的$z=8$祖先拥有一个质量大于$10^{7} M_{\odot}$的黑洞的概率只有$20 \%$。
2017-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Models of Stellar Mass-Dependent Galaxy Clustering in PRIMUS+DEEP2 at 0.2<z<1.2
利用$Λ$ CDM星系团晕占据模型，对PRISm多天体巡天（PRIMUS）和DEEP 2红移巡天（DEEP 2 Redshift Survey）在过去80亿年的宇宙时间（$0.2<z<1.2$）中观测到的与恒星质量相关的星系团演化进行了研究。这些聚类测量提供了新的约束条件之间的联系暗物质晕属性和星系属性的背景下，不断演变的大尺度结构的宇宙。利用分析模型和一组模拟星系表，我们发现中央星系恒星质量和暗物质晕质量之间的强相关性范围$M_\mathrm{halo}\sim10^{11}$ - $10^{13}~h^{-1}M_\odot$，与以前的观测和理论预测大致一致。然而，恒星-晕质量关系（SHMR）和恒星形成效率达到最大值的质量尺度似乎比其他模型（包括主要基于丰度匹配约束的模型）预测的更强烈。我们发现，卫星星系的一个给定的质量的晕的分数显着减少，从$z\sim0.5$ $z\sim0.9$，部分原因是在固定质量的晕是罕见的，在较高的红移，并有较低的丰度。我们还发现，$M_1/M_\mathrm{min}$比，一个模型参数，量化的临界质量以上的晕主机至少有一个卫星，从$\approx20$在$z\sim0$ $z\sim0.9$的$\approx13$。考虑到的subhalo质量函数与卫星丰度的演变，这一趋势的影响卫星星系和晕子结构和集群内的质量，我们认为已经增长，由于剥离和破坏卫星之…
2015-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origins of the Circumgalactic Medium in the FIRE Simulations
我们使用粒子追踪分析来研究环星系介质（CGM）的起源，将其分为（1）来自星系际介质（IGM）的吸积，（2）来自中央星系的风，和（3）来自其他星系的气体喷射。我们的样本由21个FIRE-2模拟组成，跨越晕质量范围log（Mh/Msun）~ 10-12，我们专注于z=0.25和z=2。由于强烈的恒星反馈，只有~L* 晕的重子质量大于其宇宙收支的~50%。金属更有效地保留晕，保留分数>~ 50%。在所有分析的质量和红移中，>~60%的CGM质量来自IGM吸积（其中一些与下降晕有关）。总的来说，第二个最重要的贡献是来自中央星系的风，尽管从卫星喷出或剥离的气体可以在~L* 晕中贡献相当的质量。气体可以在CGM中存在数十亿年，导致混合良好的晕气体。因此，通过CGM的视线可能会与多种来源的气体相交。对于低红移的~L* 晕，冷气体（T<10^4.7 K）平均优先沿星系平面分布，但晕与晕之间的变化很大。IGM吸积的金属丰度系统地低于风的金属丰度（通常>~1 dex），尽管CGM和IGM金属丰度显著依赖于次网格金属扩散的处理。我们的研究结果突出了多种物理机制，有助于CGM，并将通知观测工作，以制定一个有凝聚力的图片。
2019-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering dark energy and halo abundances
在标准范式中，暗能量被视为驱动宇宙加速膨胀的均匀流体，而不会对星系和星系团等坍缩物体的质量做出贡献。星系团的丰度-通过各种渠道测量-已被广泛用于限制功率谱的归一化：它是一个重要的探测器，因为它使我们能够测试标准的$Λ$ CDM模型是否确实可以准确地描述数十亿年来的结构演变。因此，普朗克卫星通过Sunyaev-Zel'dovich效应探测到的星系团比根据主CMB各向异性所预期的要少，这是非常重要的。可以调和这些观察结果的最简单的概括之一是考虑允许暗能量聚集的模型，即，使其声速可以变化。然而，在这种情况下，计算星系团丰度的标准方法需要进行调整，以考虑暗能量的贡献。特别是，我们研究的情况下，集群暗能量-一个暗能量流体可以忽略不计的声速-与红移相关的状态方程。我们仔细研究了如何晕质量函数在这种情况下修改，突出了在文献中没有考虑过的校正。我们解决的增长函数，崩溃阈值，维里化密度的修改，也在崩溃和质量函数归一化的共动规模的变化。结果表明，团簇暗能量对晕丰度的影响在10%~ 30%之间，这取决于晕的质量，并且在红移为1时，团簇数被修正约30%.
2017-11-21 astro-ph.CO gr-qc
The impact of galaxy bias on cross-correlation tomography
本文利用FLAMINGO模拟探讨了星系偏置对层析交叉相关的影响，提出了一种独立于小尺度星系偏置的稳健估计量，能在宽红移范围内以1-3%精度重构电子压强与恒星形成密度，并可用晕模型准确解释。
2025-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supermassive Black Holes in the Early Universe
在宇宙历史的第一个十亿年中，第一个黑洞的出现标志着宇宙学中的一个关键事件。它们的形成是宇宙黑暗时代结束的整个过程的一部分，当时第一批恒星在大爆炸后大约1亿年出现在低质量的暗物质晕中。第一批恒星、星系和黑洞将宇宙从简单的初始状态转变为日益复杂的状态。我们回顾了最近的进展，我们新兴的理论图片的第一个黑洞如何出现在宇宙的舞台上，以及它们如何影响随后的宇宙历史。我们的重点是超大质量黑洞，特别是评估可能的途径，以形成十亿太阳质量的黑洞推断权力的发光类星体在高红移。最后，我们讨论了即将到来的经验探测器，如詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和激光干涉仪空间天线（LISA），进一步提前的时间。
2019-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Uchuu Simulations: Data Release 1 and Dark Matter Halo Concentrations
我们介绍大型高分辨率宇宙学$N$ -体模拟的Uchuu套件。最大的模拟被命名为Uchuu，由2.1万亿（$12800^3$）暗物质粒子组成，这些粒子位于边长为2.0 Gpc/h的盒子中，粒子质量为$3.27 \times 10^{8}$ Msun/h。最高分辨率的模拟，Shin-Uchuu，由边长为140 Mpc/h的盒子中的2620亿个（$6400^3$）粒子组成，粒子质量为$8.97 \times 10^{5}$ Msun/h。结合这些模拟，我们可以跟踪暗物质晕和暗物质晕的演化，这些暗物质晕和暗物质晕跨越了容纳矮星系的星系，并在前所未有的体积上跨越了巨大的星系团。在这第一篇论文中，我们提出了基本的统计，暗物质功率谱，和晕和次晕质量函数，这表明了广泛的动态范围和高超的统计Uchuu套件。从功率谱的演变分析，我们得出结论，我们的模拟保持准确的从重子声学振荡规模下降到非常小的。我们还提供了一个质量浓度模型的参数，它描述了晕浓度的演变，并再现了我们的模拟数据，在红移0<z 0.5时，晕的质量跨越近8个数量级<14. There is an upturn in the mass-concentration relation for the population of all halos and of relaxed halos at z>，而在z<0.5时没有检测到上升。我们…
2021-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can radial motions in the stellar halo constrain the rate of change of mass in the Galaxy?
银河系质量随时间的变化会在恒星的运动上留下印记，恒星有径向向外（质量损失）或向内（质量吸积）的整体运动。在这里，我们测试的可行性，使用恒星的平均径向运动的恒星晕，以限制在银河系中的质量变化率，例如，由于衰变的暗物质到看不见的暗扇区粒子或更保守的重子的解决。在目前的$Λ$ CDM结构形成范例中，恒星晕是由卫星星系吸积到宿主星系上形成的。随着时间的推移，随着卫星的分裂和相位混合，恒星晕的平均径向运动$\langle V_{R} \rangle$最终预计将接近于零。但大多数晕由于特定吸积事件的不完全混合而具有子结构，这可能导致其中的非零$\langle V_{R} \rangle$。利用模拟方法，我们测量了位于半径为30 kpc的球壳中的13个$Λ$ CDM恒星晕中恒星的平均径向运动$\langle V_{R} \rangle$。我们发现，对于大多数晕，壳运动是相当小的，与75%的晕具有$\langle V_{R}\rangle \lesssim 1.2 \ {\rm km}s^{-1}$。当通过使用聚类算法去除子结构时，$\langle V_{R}\rangle$甚至进一步减少，其中75%的晕具有$\langle V_{R}\rangle \lesssim 0.6 \ {\rm km}s^{-1}$。可以得到对应于银河质量损失率为2%/Gyr的$\langle V_{R}\rangle…
2022-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The First Billion Years Project: Finding Infant Globular Clusters at z=6
我们探索了$z \geq 6$的第一个十亿年项目（FiBY）的一套高分辨率宇宙学模拟。模拟中的所有子结构都已使用SUBFIND算法识别。根据我们的分析，出现了两组不同的物体。我们假设，在第一组的子结构，似乎有一个高重子分数（$f_{\rm b} \geq 0.95$），是可能的婴儿GC候选人。属于第二组的天体有很高的恒星分数（$f_{\rm star} \geq 0.95$），并显示出与婴儿超微弱矮星系的潜在相似之处。在这项研究中确定的高重子分数对象的特点是恒星的内容类似于一个在今天的GC中观察到的，但它们仍然包含一个高的气体分数（$f_{\rm gas} \sim 0.95$）和相对较低的量的暗物质。它们是紧凑、密集的系统。它们的大小与最近的估计是一致的基础上的第一次观察可能的原GC在高红移。这些类型的婴儿GC候选者似乎更大质量和更丰富的大质量的宿主星系，表明通过合并星系的组装可能在建立几个GC主机标度关系中发挥重要作用。具体地说，我们将质量最大的新生GC的质量与其宿主恒星质量之间的关系表示为$\log(M_{\rm cl}) = (0.31\pm0.15)\log(M_{\rm *,gal} + (4.17\pm1.06)$。我们还报告了一个新的关系，最大的婴儿GC和父母特定的恒星形成率的形式$\log(M_{\rm cl}) = (0.85\pm0.30)\log(sSFR)…
2020-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do the Herschel cold clouds in the Galactic halo embody its dark matter?
最近的Herschel/SPIRE小麦哲伦云和大麦云云（SMC，LMC）图显示了每数千个云。在250微米处观测，它们必须是冷的，T ~ 15 K，因此被称为“赫歇尔冷云”（HCCs）。从观测到的旋转速度分布和球对称的假设，银河系的质量密度模拟的形式接近的等温球。如果HCCs占其中的一定比例，则它们的角尺寸分布具有特定的形状。从SMC/LMC图中推导出的数据拟合支持这一点，并且其半径为2.5 pc，当允许HCC半径的扩展时，变化很小。有如此多的HCCs，它们将弥补所有缺失的Halo质量密度，如果存在球对称性，并且它们的平均质量为15，000 Mo。这与约40，000 Mo的Jeans质量相比很好，并提出HCCs实际上是Jeans星团，构成了银河系所有的暗物质和大部分缺失的重子，这是之前从不同的天空领域推导出的结论（Nieuwenhuizen，Schild和Gibson 2011）。对强度的初步分析表明，金斯星团本身可能由几十亿个相当于几十个地球质量的MACHO组成。它们的大小有几十个太阳半径，大多数情况下会遮蔽LMC、SMC和朝向银河系中心的恒星，因此可能在微透镜中被忽略。
2012-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Billion Years in Seconds: An Effective Model for the 21-cm Signal with Population III Stars
本文提出基于Zeus21的完全解析模型，首次引入Pop III恒星、LW反馈与暗物质-重子相对速度，在秒级时间内高精度预测宇宙黎明的21厘米信号，实现高效参数推断。
2025-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MICE Grand Challenge Lightcone Simulation III: Galaxy lensing mocks from all-sky lensing maps
在本系列的论文I中，（Fosalba et al. 2013），我们提出了一个新的N体光锥模拟，来自MICE合作，MICE大挑战（MICE-GC），包含约700亿个暗物质粒子在（3 Gpc）^3的共同运动体积，从中我们建立了晕和星系目录使用晕占领分布和晕Abbreviation匹配技术，如配套论文II（Crocce et al. 2013）所示。由于其大体积和精细的质量分辨率，MICE-GC模拟还允许对即将到来的宽和深星系调查的透镜观测值进行准确建模。在本系列的最后一篇论文（论文III）中，我们描述了全天空透镜映射的构建，遵循“洋葱宇宙”方法（Fosalba et al. 2008），并讨论了它们在z=1.4的光锥中的性质，具有亚弧分空间分辨率。通过将MICE-GC中的会聚功率谱与较低质量分辨率（即，粒子质量~ 10^11 Msun）的模拟，我们发现，分辨率的影响是在5%的水平为多极l ~ 10^3和20%为l ~ 10^4。分辨率效应对我们的模拟的影响要小得多，如Takahashi等人2012年将MICE-GC与最近的数值拟合进行比较所示。我们使用全天空的透镜映射来模拟星系的透镜性质，如收敛，剪切，和透镜的大小和位置，并彻底验证它们使用星系的剪切自相关和互相关的谐波和配置空间。我们的研究结果表明，这里提出的星系透镜模拟可以用来精确地模拟透镜观测到角分尺度。
2015-07-29 astro-ph.CO
A massive galaxy that formed its stars at $z \sim 11$
本文通过詹姆斯·韦布空间望远镜对红移3.205的巨型宁静星系ZF-UDS-7329进行光谱观测，发现其恒星群体形成于z~11，早于标准暗物质晕组装图景，提示早期星系形成与暗物质性质可能存在未知机制。
2024-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A SPectroscopic survey of biased halos In the Reionization Era (ASPIRE): A First Look at the Rest-frame Optical Spectra of $z > 6.5$ Quasars Using JWST
本研究利用JWST/NIRCam观测z>6.5类星体静止光学光谱，确认了再电离时期存在亿太阳质量级黑洞，并发现宽[OIII]成分普遍且两例呈显著蓝移，暗示星系尺度外流。
2023-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Introducing the Illustris Project: Simulating the coevolution of dark and visible matter in the Universe
我们介绍了插图计划，一系列的大规模流体动力学模拟星系的形成。最高分辨率的模拟，插图-1，覆盖$(106.5\,{\rm Mpc})^3$的体积，具有${6.26 \times 10^{6}\,{\rm M}_\odot}$的暗质量分辨率，和${1.26 \times 10^{6}\,{\rm M}_\odot}$的初始重子物质质量分辨率。在$z=0$中，引力在$710\,{\rm pc}$的尺度上被软化，最小的流体动力气室具有$48\,{\rm pc}$的范围。我们遵循$2\times 1820^3$分辨率元素的动态演化，并且另外被动地演化$1820^3$蒙特卡罗示踪粒子，达到超过$18$十亿的总粒子计数。星系形成模型包括：原始和金属线冷却与自屏蔽修正，恒星演化，恒星反馈，气体再循环，化学富集，超大质量黑洞的生长，和活动星系核的反馈。在$z=0$，我们的模拟量包含约$40,000$良好解决的星系，涵盖了各种各样的形态和颜色，包括早型，晚型和不规则星系。模拟合理地再现了宇宙恒星形成率密度，星系光度函数，和重子转换效率在$z=0$。它还定性地捕捉了星系环境对星系红色部分的影响。选定的分辨率良好的盘星系的内部速度结构服从恒星和重子塔利-费舍尔关系与平坦的圆速度曲线。在良好的解决制度的模拟再现观察到的混合早期型和晚期型星系。我们的模型预测了一个晕质量依赖的重子效应的影响晕质量函数和质量的晕…
2014-09-20 astro-ph.CO
The properties of primordially-seeded black holes and their hosts in the first billion years: implications for JWST
David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓普尔天文与天体物理系）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文学系）
该研究通过原初黑洞种子模型解释JWST观测到的早期高质量黑洞和高黑洞-恒星质量比现象，揭示了PBH种子在宇宙早期演化中的关键作用。
2025-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy disks do not need to survive in the L-CDM paradigm: the galaxy merger rate out to z~1.5 from morpho-kinematic data
目前，大约三分之二的大型星系是螺旋星系，如银河系或仙女座星系，但它们薄的旋转盘形成的方式仍然不确定。观测显示，60亿年前，它们的祖先中有一半具有特殊的形态和/或运动学，这使得它们不属于哈勃序列。重大合并，即，类似质量的星系之间的融合，被发现是这种强烈特性的最有可能的驱动力。然而，薄磁盘是脆弱的，很容易被这种剧烈的碰撞，这造成了观察到的薄磁盘的分数和它们的生存在L-CDM范式之间的临界张力破坏。在这里，我们表明，所观察到的高发生率的合并之间的祖先是显而易见的，并解决了使用形态运动学观测时，是敏感的合并过程的所有阶段。这提供了一种缩小星系合并率的观测估计的原始方法，并导致与最先进的L-CDM半经验模型的预测完美匹配，无需特别的微调。这些结果意味着，在过去的90亿年里，有一半的局部薄盘没有幸存下来，而是在一次富含气体的大合并后重建的，即，宇宙寿命的三分之二。这强调了需要研究如何薄磁盘可以形成晕更积极的合并历史比以前考虑的，并调查什么是起源的气体水库从本地磁盘将改革。
2012-06-19 astro-ph.CO
Photon Trapping Enables Super-Eddington Growth of Black-Hole Seeds in Galaxies at High Redshift
我们确定了一种物理机制，它会导致z>6的星系中种子超大质量黑洞的快速，模糊的生长。具体来说，我们发现，在典型的高红移星系的中心密度的水平，邦迪吸积率意味着光子的扩散速度比引力下落速度慢，导致光子被困在吸积流和平流到黑洞。我们证明了存在一个黑洞质量范围（M_bh ~ 10^3-10^5太阳质量），在这个范围内，吸积流捕获辐射，对应于质量足够大以产生光子捕获吸积流的黑洞，但又足够小以使它们的邦迪半径不超过自引力气体的等温标度高度。在这些条件下，我们发现吸积达到远远超过爱丁顿速率的水平。对这种情况的预测是，z>6的活动星系核的X射线计数将在低光度处显示出截止值，对应于黑洞质量低于~10^5太阳质量。在低红移时，我们发现光子捕获并不重要，因为它只会发生在罕见的低自旋晕中，并且需要超过观测到的黑洞-晕质量关系的预期的黑洞质量。在高红移处，质量约为10^5太阳的种子黑洞的超爱丁顿增长可能为z~6-7的超大质量黑洞的增长提供了自然的加速，这距离大爆炸不到10亿年。
2011-11-23 astro-ph.CO
Astraeus III: The environment and physical properties of reionization sources
在本文中，我们使用了N体dArk martEr模拟中星系形成和再电离的数值辐射传递耦合框架，它耦合了前十亿年的星系形成和再电离。探索了一些模型的再电离反馈和逃逸分数的电离辐射从银河系环境（$f_\mathrm{esc}$），我们量化的贡献的恒星形成星系{（与晕质量$M_h>10^{8.2}$ M $_\odot$）}再电离依赖于辐射反馈模型，$f_\mathrm{esc}$，和环境的过密度。我们的主要发现是：（i）对于常数$f_\mathrm{esc}$模型，中等质量星系（晕质量为$M_h\simeq10^{9-11}$ M $_\odot$，绝对紫外强度为$M_{UV} \sim -15$至$-20$）在中密度区域驱动再电离;（ii）$f_\mathrm{esc}$随着晕质量的降低而增加的情况下，星系人口将驱动再电离至低质量星系（$M_h\lesssim10^{9.5}$ M $_\odot$）与较低的光度（$M_{UV} \gtrsim-16$）和过密度;（iii）再电离印记其拓扑结构的电离发射率的低质量星系（$M_h\lesssim10^{9}$ M $_\odot$）通过辐射反馈。低质量星系经历辐射反馈对恒星形成的更强抑制，在过密区域表现出较低的电离发射率;（iv）$f_\mathrm{esc}$随星系性质的变化对再电离源及其可探测性的影响最大，辐射反馈强度和环境过密起着次…
2021-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the Universe with MICE: The abundance of massive clusters
我们介绍了一套新的大型N体运行，MICE模拟，提供了一个独特的组合非常大的宇宙体积与良好的质量分辨率。它们遵循的是约85亿个粒子（2048^3）的引力演化过程，其体积可达450（Gpc/h）^3。我们的主要目标是精确地建模和校准即将到来的天文调查将使用的基本宇宙学探测器。在这里，我们利用非常大的体积的MICE作出一个强大的采样晕质量函数（MF）的高质量尾部。我们讨论和避免可能的系统效应在我们的研究，并做了详细的分析，不同的误差估计。我们发现，可用的晕局部丰度拟合（Warren et al.（2006））与MICE中高达M ~ 10^{14} \Msun的丰度匹配良好，但对于更大的质量存在显著偏差，在M = 3.16 x 10^{14} \Msun（10^{15} \Msun）时，将质量函数低估了10%（30%）。类似地，广泛使用的Sheth & Tormen（1999）拟合，如果外推到假设普适性的高红移，则对于M ~ [7 - 2.5 - 0.8] x 10^{14} \Msun（$ν= δ_c/σ~ 3$），在z=0，0.5，1处的星系团丰度分别被低估了30%，20%和15%。我们提供了一个在质量上超过5个数量级有效的晕MF的重新校准，10^{10} < M/（\Msun）< 10^{15}，准确地描述了它的红移演化到z=1。我们探讨了这种重新校准对暗能量测定的影响，并得出结论，…
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accelerated quenching and chemical enhancement of massive galaxies in a $z\sim4$ gas-rich halo
本文利用 JWST/NIRSpec IFU 对 z=3.714 处大质量宁静星系 Jekyll 及其富气体伴星系 Hyde 进行空间分辨观测，发现其周围存在大量受扰动气体，但中心星系无 AGN 迹象，揭示了大质量星系在富气体环境中加速淬灭与早期化学增丰的机制。
2025-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Reionization-Era Galaxies with JWST UV Luminosity Functions and Large-Scale Clustering
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
本研究通过联合约束UVLF和偏置统计，揭示了再电离时期星系模型的关键参数，以准确解释JWST数据并改进早期宇宙演化理解。
2025-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Atacama Cosmology Telescope: stellar mass growth in massive galaxy clusters from DR5 over the past 7 billion years
University of the Witwatersrand（威特沃特斯兰德大学）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）；University of KwaZulu-Natal（夸祖鲁-纳塔尔大学）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所）
利用ACT DR5和DECaLS DR10数据，通过构建星系团恒星质量函数，发现特征恒星质量在z<0.55时增长显著，而高红移时已基本建立，低质量端斜率随红移降低而变陡，且恒星质量分数在0.2<z<0.8间增长了约2.5倍。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elevated UV luminosity density at Cosmic Dawn explained by non-evolving, weakly mass-dependent star formation efficiency
本文利用高分辨率宇宙学模拟 FIREbox-HR 表明，FIRE-2 物理下不随红移演化且弱依赖晕质量的 SFE 可自然解释 z~6–14 的高 UV 光度密度。
2024-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The New Numerical Galaxy Catalog ($ν^2$GC): An Updated Semi-analytic Model of Galaxy and AGN with Large Cosmological N-body Simulation
我们提出了一个新的宇宙学星系形成模型，$ν^2$ GC，作为我们以前的模型$ν$ GC的更新版本。我们采用了所谓的“半解析”方法，即暗物质晕的形成历史由${\it N}$体模拟计算，而气体冷却、恒星形成和超新星反馈等重子物理则由唯象方程简单地模拟。模型的主要更新如下：（1）在最新的${\it N}$体模拟中构造了暗物质晕的合并树，（2）介绍了超大质量黑洞的形成和演化过程以及活动星系核（AGN）活动对气体冷却的抑制，（3）包括宇宙紫外背景对星系际气体的加热，（4）利用马尔可夫链蒙特卡罗方法对与天体物理过程相关的自由参数进行了调整。我们对暗物质晕的${\it N}$体模拟具有前所未有的盒子大小和质量分辨率（最大的模拟在1.12 Gpc/h的盒子中包含5500亿个粒子），从而能够研究更小和更稀有的物体。对模型进行了调整，使之能拟合本星系的光度函数和中性氢的质量函数。该模型较好地再现了Tully-Fisher关系、旋涡星系的大小-星等关系以及球核质量与黑洞质量的标度关系等局部观测结果。此外，该模型还很好地再现了宇宙恒星的形成历史和静止坐标系${\it K}$带光度函数的红移演化。模拟星系和活动星系核的数值目录在网上公开。
2016-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
