Properties of simulated Milky Way-mass galaxies in loose group and field environments
我们测试的有效性比较模拟场盘星系的经验性质的系统内的环境更可比松散的团体，包括银河系的本地集团。银河系质量星系的宇宙学模拟已经在两种不同的环境样本中实现：在现场和在具有与本星系群相似性质的环境中。除了星系的环境外，样品尽可能保持均匀，在最后一次主要合并时间，晕质量和晕自旋的范围内保持相等。这两个样本的比较允许识别模拟中的系统差异。金属丰度梯度，磁盘规模的长度，颜色，大小和年龄-速度色散关系的研究，为每个星系的套件和这些和环境的星系之间的联系的强度进行了研究。星系的膨胀盘比表明，这些星系是较少的球状主导比许多其他的模拟星系在文献中与大多数的两个样本被磁盘为主。我们发现，长期的演变和合并占主导地位的传播形态和金属丰度梯度没有明显的差异，两个环境样本。与这两个样本的一致性相反，有初步的证据表明，在不同的环境中，星系的速度色散-年龄关系存在系统性差异。松散的星系团在它们的速度色散-年龄关系中似乎有更多的离散阶跃。我们的结论是，在目前的分辨率的宇宙学星系模拟场环境星系是足够相似的那些松散的群体是可以接受的代理比较与银河系提供了一个类似的组装历史被认为是。
2012-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
"Observations" of simulated dwarf galaxies: Star-formation histories from color-magnitude diagrams
矮星系的观测和模拟之间存在明显的偏差，例如“失踪的矮星系”问题，太大而不能倒的问题，以及尖核问题，仅举几例。最近的研究表明，考虑到模拟和观测之间的系统差异，这些问题至少可以部分解决。这项工作的目的是调查和解决任何影响模拟与观测比较的系统性差异。为此，我们分析了一组24个逼真的模拟MoRIA（现实的矮星系模型在行动中）矮星系的观测动机的方式。首先，我们构建了“观察到的”色星等图（CMD）的模拟矮星系在通常使用的V-和I-波段。然后，我们使用CMD拟合的方法来恢复他们的恒星形成历史（SFH）从他们的观测CMD。这些解决SFH，然后直接从模拟恒星粒子数据，主要是在恒星形成率（SFR）和年龄金属丰度关系（AMR）的真实SFH进行比较。我们应用尘埃消光处方的模拟数据产生观测到的CMD受尘埃在恒星形成区。由于未来的设施，如JWST和E-ELT将集中在近红外，而不是光学，我们还构建和分析CMD使用的I-和H-波段。我们发现我们的样本中所有模拟矮星系的恢复和真实的SFH之间的一个非常好的协议，从他们的V-I与I以及I-H与H CMD的合成CMD分析。在过去的数亿年里，尘埃导致了对SFR的低估。总的来说，我们的分析表明，像SFR和AMR来自星系的光度观测的数量是直接可比的模拟同行。
2020-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulated catalogs and maps of radio galaxies at millimeter wavelengths in Websky
我们提出了模拟毫米波长的地图和整个天空的射电星系目录，跟踪非线性聚类和演化的暗物质晕从Websky模拟在$z<4.6$和$M_{\rm halo}>10^{12} M_{\odot}/h$，以及伴随的框架，用于生成一个新的样本的射电星系的任何晕目录的位置，红移和质量。使用混合方法生成物体通量，该方法将（1）现有的射电星系的天体物理学晕模型与（2）文献中的经验模型相结合，以确定观测到的通量的位置和秩序，（3）光谱指数从经校准的频率相关分布中得出。由此得到的射电星系群与20-200~GHz毫米波段观测数据（包括\emph{Planck}、ALMA、SPT和ACT）的计数、偏振分数和光谱斜率分布非常一致。由于射电星系与现有的宇宙红外背景（CIB）、康普顿- $y$（tSZ）和Websky的CMB透镜图相关，我们的模型对射电星系和这些其他组成部分的互相关功率谱和叠加轮廓做出了新的预测。这些模拟将是重要的无偏分析的各种各样的观测，与大尺度结构，如引力透镜和SZ集群。
2021-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamical analysis of bulge stars for simulated disc galaxies
我们使用我们的化学动力学星系演化代码GCD+分析了两个模拟盘星系的球星的运动学和化学。首先，我们比较了在星系内部出生的恒星和在星系外部出生并被吸积到星系中心的恒星。起源于核球外部的恒星在核球形成的早期在3 Gyrs内被吸积到核球中，因此这些恒星具有高的[alpha/Fe]以及高的总能量，反映了它们对星系中心的吸积。因此，更高的总能量是寻找吸积星的一个很好的指标。模拟星系的凸起是通过多次合并形成的，每次合并间隔约为一个陀螺。由于[alpha/Fe]对恒星形成历史的前几个Gyrs很敏感，在不同时期合并形成的恒星显示出不同的[alpha/Fe]。我们表明，[Mg/Fe]对恒星形成时间的关系可以是非常有用的，以确定一个多合并隆起形成的情况下，提供了足够好的年龄信息。我们的模拟还表明，在合并事件之一形成的恒星在最后时刻保持系统的旋转。这表明，帮助形成凸起的古代合并轨道仍然可以保留在凸起恒星的运动学中。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulated Galaxy Interactions as Probes of Merger Spectral Energy Distributions
我们提出了第一个系统的比较观测和模拟相互作用星系的紫外-毫米光谱能量分布（SED）。我们的样本来自斯皮策相互作用星系巡天，并探测了一系列星系相互作用参数。我们使用了Herschel，Spitzer，GALEX和2 MASS观测到的14个系统中的31个星系。我们创建了一套GADGET-3流体动力学模拟孤立和相互作用的星系与恒星质量相媲美，在我们的样本相互作用的星系。模拟系统的光度计算，然后与观察到的系统进行比较的日出辐射转移代码。对于大多数观察到的系统，一个或多个模拟的SED匹配得相当好。最好的匹配恢复的红外光度和恒星形成率的观测系统，更大的系统优先匹配SED从模拟更大的星系。在我们的样本中的最形态扭曲的系统是最好的匹配模拟SED接近合并，而不太进化的系统匹配以及与SED在广泛的相互作用阶段，这表明SED单独是不够的，以确定相互作用阶段，除了在最活跃的阶段，在强相互作用的系统。这一结果是支持我们的发现，模拟系统计算的SED变化不大的相互作用序列。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
FirstLight III: Rest-frame UV-optical spectral energy distributions of simulated galaxies at cosmic dawn
使用FirstLight数据库的300放大宇宙学模拟，我们提供了休息帧的紫外光谱能量分布的星系与复杂的恒星形成的历史，耦合到非均匀的气体吸积历史的星系晕在宇宙黎明。在任何红移下，星系群都是非常多样的，从恒星暴到静止星系，甚至是固定恒星质量的星系。这驱动着紫外线光度和恒星质量之间的红移依赖关系，具有较大的散射，由特定的恒星形成率驱动。紫外线斜率和莱曼连续光子的生产效率有很高的值，与灰尘校正的观测结果一致。这表明年轻的恒星星族具有低金属丰度。FirstLight模拟对z=6-12的星系的静止帧UV光学绝对星等，颜色和光学发射线进行了预测，这些星系将在未来十年内首次使用JWST和下一代望远镜进行观测。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
An observer's view of simulated galaxies: disc-to-total ratios, bars, and (pseudo-)bulges
我们使用银河系质量星系形成的宇宙学流体动力学模拟来研究主要恒星成分的相对重要性，即，在红移为零时，有圆盘、凸起和条形。这项工作的主要目的是了解这些组件的结构参数的估计确定的运动学（通常是在模拟）同意以及使用光度凸起/光盘/酒吧分解（如在观察中所做的）。为了进行这样的比较，我们已经产生了模拟输出的蒙特卡洛辐射转移代码日出的合成观测，并使用BUDDA代码，使二维光度分解的结果图像（在i和g波段）。我们发现，运动盘总比（D/T）的估计是系统的，显着低于光度的。虽然用前一种方法获得的最大D/T比为0.2的数量级，但是根据后一种方法，它们通常>0.4，并且可以高达0.7。光度分解表明，许多模拟的星系有酒吧，酒吧/T比在0.2-0.4的范围内，并在所有情况下，凸起有低Sersic指数，类似于观察到的伪凸起，而不是经典的。模拟的圆盘、凸起和条形通常具有相似的（g-i）颜色，其位于观察到的颜色分布的蓝色尾部。这不是由于年轻恒星的存在，而是由于模拟星系中的金属丰度低和气体含量少，这使得尘埃消光低。光度分解，因此匹配的组件比通常引用的螺旋星系比运动学分解，但移动是不够的，使模拟与观察到的晚型系统一致。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity Gradients in Simulated Disk Galaxies
Stinson等人（2010）的基准晚型星系模拟的恒星金属丰度和丰度比梯度。在1-3标度范围内，梯度随时间变平，与高红移和低红移的经验证据一致。然而，包括径向迁移在内的运动学效应使这些本质上陡峭的梯度变平，使得红移z=0时，这些（现在）老恒星的测量梯度比年轻恒星更平坦，这与局部观察到的相矛盾。相反，恒星[O/Fe]梯度是（一阶）强大的反对移民，保持相当平坦的年轻和老年人口今天。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Structural Evolution at z > 1 in Cosmologically Simulated Galaxies
从模拟哈勃太空望远镜的图像，我们量化了星系形态的非参数统计，从而预测恒星质量，恒星形成和观察到的静止框架光学结构在1 < z < 3之间的关系的出现。我们在宇宙学模拟中测量了22个中心星系形成的星系形态的自动诊断，其中9.3 <log 10 M_*/M_sun < 10.7。这些高空间分辨率的放大计算使静止帧UV和光学形态的精确建模成为可能。即使星系数量很少，我们也发现结构演化既不是普遍的，也不是单调的：星系相互作用可以触发凸起或盘的形成，在这个质量下，光学凸起主导的星系可能不会永远保持这样。模拟的星系M_* > 10^10 M_sun比低质量的星系包含相对更多的盘主导光剖面，在1 < z < 2处的一些晕中反映出显著的盘增亮。到了这一时期，特定恒星形成速率低于10^-9.7年^-1的模拟星系比正常的恒星形成者更有可能具有更广泛的结构类型混合，特别是在M_* > 10^10 M_sun时。我们分析了z ~ 1.5的宇宙学大合并，发现新提出的MID形态诊断跟踪合并后的阶段，而G-M20跟踪早期的。MID也对形成星团的星盘敏感。在我们的模拟样本中，典型的MID增强事件的可观测时间小于1亿年。一个更大的宇宙学组装历史的样本可能需要校准这样的诊断，在面对他们的敏感性，视角，分割算法，和各种现象，如星团恒星的形成和小合并。
2015-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Kinematics in FIRE Simulated Galaxies Compared to Spatially Unresolved HI Observations
一个星系的空间未分辨的，全球一体化的21厘米发射线的形状取决于其内部气体运动学：星系与旋转支持的气体盘产生双角的配置文件与陡峭的翅膀，而星系与色散支持的气体产生高斯般的配置文件与倾斜的翅膀。使用模拟观测模拟星系从消防项目，我们表明，因此可以限制一个星系的气体运动学从其未解决的21厘米线轮廓。特别是，我们发现，峰度的21厘米线的增加而减少$V/σ$，这种趋势是强大的在很宽的范围内的群众，信噪比，和倾斜。然后，我们量化的21厘米线轮廓的形状，从形态公正的$\sim$ 2000低红移，HI检测星系与$M_{\rm star} = 10^{7-11} M_{\odot}$和模拟星系比较。在$M_{\rm star} \gtrsim 10^{10} M_{\odot}$，观测到的和模拟的星系都产生了具有低峰度和陡翼的双角轮廓，与旋转支持的盘一致。在较低的质量下，观察到的和模拟的线轮廓变得更像高斯（更高的峰度和不太陡峭的机翼），这表明增加了色散支持。然而，模拟的星系从旋转到色散支持的过渡更强烈：在$M_{\rm star} = 10^{8-10}M_{\odot}$，大多数模拟产生更多的高斯型配置文件比典型的观察到的星系具有类似的质量，表明在低质量的模拟星系的气体，平均而言，过度色散支持。大多数低质量的模拟星系也有一些较低的气体分数比观察到的人口的中位数。然而，模拟再现观察到的线宽重子塔利-费…
2018-03-14 astro-ph.GA
Colours and luminosities of z=0.1 simulated galaxies in the EAGLE simulations
我们计算的颜色和红移z = 0.1星系的光度从EAGLE模拟套件使用GALAXEV人口合成模型。我们考虑到在出生云和弥漫ISM使用两个组件的屏幕模型，以下的处方Charlot和秋天的尘埃遮蔽。我们比较模型中的尘埃光学厚度是恒定的模型，它取决于气体金属丰度，气体分数和方向。更复杂的模型的鹰星系的颜色与观察到的星系的颜色大致一致。特别是，EAGLE产生了一个红色的被动星系序列和一个蓝色的恒星形成星系云，每个星系群中大约有正确的星系比例，并且g-r颜色在观测到的0.1星等之内。从紫外到近红外波长的光度函数与观测值不同，其水平与彼得罗相和Kron光度孔径之间的选择所导致的系统偏移相当。尽管总体上一致，但与观察结果存在明显差异。EAGLE星系的蓝色云延伸到比数据更高的光度，与大质量EAGLE星系中被动部分的适度低估一致。与观测结果相比，明亮的蓝色星系也适度过剩。与观察到的颜色分布的协议的整体水平表明，鹰星系在z = 0.1的年龄，金属丰度和水平的遮蔽，是可比的观察到的星系。
2015-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The diverse formation histories of simulated disc galaxies
利用宇宙学光滑粒子流体动力学放大模拟方法分析了19个星系的形成历史。我们构建模拟三色图像，并表明该模型再现观察到的星系颜色和形态的演变趋势。然而，只有一小部分星系包含棒。许多星系都经历了中心质量增长的阶段，这是由富含气体的合并或未对准的气体下沉驱动的原位恒星形成造成的。这些事件导致低角动量气体吸积到中心，并在z=0恒星圆度，半径和金属丰度的分布上留下印记，作为年龄的函数。观测z=2.5-0.0的盘状星系样品的结构性质的演化，推断在所有半径上都有连续的质量组装。我们的模拟只能解释这一点，如果有一个显着的贡献，从合并或错位的下落，预期在一个LambdaCDM宇宙。静止合并的历史导致高的运动盘分数和由内而外的增长，但在z>1.5的最后一次“破坏性”合并后几乎没有中心增长。对于足够强的反馈，正如我们的模型中所假设的那样，适度的合并对于z=0的盘星系群似乎不是问题，而是一个要求。在z>=1.5时，模拟的盘状星系的平均轮廓与观测结果一致.在z<=1时，尺寸增长太多，而中心质量增长太少，这可能是由于棒的丰度不足。这种差异可能部分是由模拟的恒星形成历史与观测假设的恒星形成历史之间的差异造成的。
2014-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metallicity Distribution Function in Outer Halo Fields of Simulated Elliptical Galaxies Compared to Observations of NGC 5128
恒星金属丰度分布函数（δ）已经被测量用于附近星系群中许多星系外晕中的分辨恒星星族。其中，半人马座星系群中央巨椭圆星系NGC5128的发现，为大质量星系形成和星系分级聚集理论提供了必要的约束条件。为了研究巨椭圆星系外晕的形成和化学演化历史，我们对一个类NGC 5128巨椭圆星系的3个放大高分辨率宇宙流体动力学模拟结果进行了分析，并将它们的外晕MDF与观测到的NGC 5128进行了比较.尽管模拟的星系有不同的合并历史和年龄分布，但所有预测的MDF都与观测到的一致。与NGC 5128的观测值$\rm [M/H]=-0.38 \pm 0.02$相比，模拟星系的金属丰度中值平均为$\rm [M/H]=-0.41 \pm 0.06$，观测星系和模拟星系的金属丰度离散度均为$\sim 0.77$ dex。我们调查的起源的恒星最终在模拟星系的外晕场，并表明，大多数有一个“吸积”的起源，形成在其他小星系，后来吸积合并。只有$\sim 15$ %的恒星是在星系的主要祖先内部“原地”形成的，并向外辐射迁移。我们发现，富含金属的原位恒星的贡献是次主导的外晕我们的模拟星系，但可以突出的内部区域。
2022-03-14 astro-ph.GA
Log-normal star formation histories in simulated and observed galaxies
Gladders等人最近提出，单个星系的恒星形成历史（SFH）在时间上具有对数正态函数的特征，这意味着缓慢下降而不是快速淬灭。我们测试他们的猜想理论SFHS从宇宙学模拟Illustris和观测推断SFHS。虽然对数正态形式必然会忽略短寿命的特征，如星爆，但它非常适合大多数SFH的整体形状。特别是，85%的累积SFH拟合到形成的总恒星质量的5%的最大误差内，99%到10%以内。对数正态模型在系统上优于常用的延迟τ模型，并且仅被具有三个以上自由参数的函数所取代。拟合不佳的星系大多出现在成为卫星后迅速熄灭的星系中。我们探讨了对数正态参数空间的归一化，峰值时间，和半高全宽，并发现模拟和观察到的样本占据相似的区域，虽然Illustris预测更广泛的，后来形成SFHS平均。对数正态拟合的合奏正确地再现复杂的指标，如整个恒星形成的主要序列的演化的插图星系，但高估了他们的淬火时间尺度。星系中的SFH是一个多样的群体，不受星系的任何一个物理性质的影响，但遵循一个紧密的关系，其中$\mathrm{width}\propto\mathrm{(peak\ time)}^{3/2}$。我们表明，这种关系可以定性（虽然不是定量）解释的暗物质晕和它们的星系之间的生长密切联系。
2017-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas and Metal Distributions within Simulated Disk Galaxies
我们强调两个相关的研究链我们正在进行的化学动力学银河考古学的努力：（一）的时空降落速率的气体到磁盘上，绘制类比与经典的星系化学演化模型的内面向外磁盘增长所施加的降落行为;（二）径向年龄梯度的分光光度模型预测的磁盘星系。关于（i），在低红移时，我们发现一半的落在盘上的是与日冕相关的气体，而另一半可能与较冷的气体流相关;我们还发现气体优先垂直于系统进入盘，而不是在平面内。关于（ii），我们恢复年龄梯度槽/拐点与自然界中观察到的一致，而不依赖于径向迁移。
2012-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identifying kinematic structures in simulated galaxies using unsupervised machine learning
星系拥有大量的内部恒星成分，需要准确地分解以了解它们的形成和演化。虽然最近对邻近星系的积分场光谱调查取得了重大进展，但通过分析现在通过最先进的流体动力学宇宙学模拟获得的大量现实星系，可以学到很多东西。我们提出了一个无监督的机器学习算法，名为自动GMM，高斯混合模型的基础上，隔离模拟星系的运动学相空间的基础上的内在结构。对于每个星系，数据所允许的高斯分量的数量是通过修改后的贝叶斯信息标准来确定的。我们测试我们的方法，将其应用到从宇宙学模拟IllustrisTNG选择的原型星系。我们的方法可以有效地分解大多数星系结构。模拟星系的内部结构可以通过非人类监督的星系结构识别进行统计推断。我们成功地确定了四种内在结构：冷盘，暖盘，凸起，和晕。我们的方法失败的棒星系，因为复杂的运动学粒子棒轨道上移动。
2019-09-13 astro-ph.GA
What Is Inside Matters: Simulated Green Valley Galaxies Have Centrally Concentrated Star Formation
在空间分辨的星系观测中，发现恒星形成率径向分布与总的特定恒星形成率相关。恒星形成的中心枯竭被认为与全球恒星形成率降低有关，例如，绿谷内的星系。我们提出，第一次，径向特定的恒星形成率配置文件的统计样本的模拟星系的插图和鹰大宇宙学模拟。对于恒星形成序列上的星系，模拟的特定恒星形成率分布与观测结果不太一致，尽管EAGLE模拟的星系过于集中，而来自Illustris的星系在大半径处下降得更快。然而，这两个星系样本都显示了绿谷星系在所有星系恒星质量下的中心集中恒星形成，表明淬火是从外向内发生的，与观察到的由内而外的淬火强烈冲突。尽管在这两个模拟中的不同的反馈模型，这些结果出现。我们的结论是，星系内的恒星形成的分布是一个强大的额外的约束恒星形成和反馈模型的模拟，特别是有关淬火的恒星形成。
2019-03-18 astro-ph.GA
Star formation quenching in simulated group and cluster galaxies: When, how, and why?
恒星的形成被观察到集团和集群星系相比，抑制领域。为了深入了解淬火过程，我们分析了在GIMIC宇宙流体动力学模拟套件中形成的~2000个星系。猝灭的时间从吸积前的约2 Gyr（第一次穿越r200，c）到吸积后的>4 Gyr不等，取决于卫星和宿主的质量。一旦开始，在低质量星系（M* < 10^10 M_Sun）中，淬火是迅速的（>~ 500 Myr），但对于更大质量的卫星来说，淬火的时间要长得多。这些模拟预测了由冲压压力驱动的外流（而不是潮汐力）在从卫星星系中移除恒星形成的星际物质（ISM）方面的重要作用，特别是矮星（M* ~ 10^9 M_Sun），它们占了近三分之二的ISM损失。在猝灭完成之前，即使对于银河系类似物（M* ~ 10^10.5 M_Sun）在群（M_host ~ 10^13.5 M_Sun）中，这一比例也上升到~80%。我们表明，（i）ISM剥离是显着更有效的早期比在z = 0;（ii）大约一半的气体剥离从“银河喷泉”和一半直接从恒星形成盘;（iii）星系经历剥离冲压压力高达~100倍的平均在一个给定的组/集群中心半径，因为它们优先位于过密ICM地区。值得注意的是，剥离导致我们模拟卫星周围的扩展气体晕损失的最多一半。这些结果形成鲜明对比，与目前的图片扼杀-去除ISM通过恒星形成后剥离的热晕-是占主导地位的机制淬火集团和集群卫星。
2014-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman alpha Radiative Transfer with Dust: Escape Fractions from Simulated High-Redshift Galaxies
莱曼α发射线是探测星系形成和演化的重要诊断工具。它不仅通常是高红移星系中可观测到的最强谱线，而且从它的形状可以揭示出它的宿主星系的详细信息。然而，由于Lya光子的散射性质以非平凡的方式增加了它们的路径长度，如果星系中存在尘埃，则该线可能会受到严重抑制，其形状也会改变。为了正确地解释观测结果，知道有多少发射的光实际上逃离了星系是至关重要的。本文结合高分辨率宇宙学流体模拟和包含先进尘埃模型的自适应细化蒙特卡罗Lya辐射转移程序，计算了高红移（z = 3.6）星系Lya辐射的逃逸分数f_esc。除了平均逃逸分数外，还研究了不同方向和不同位置的fesc的变化及其对出射光谱的影响。从一个具有代表性物理性质的模拟星系样本中发现，逃逸分数随着星系维里质量M_vir的增加而减少，从M_vir ~ 10^9 M_sun的接近1的f_esc到M_vir ~ 10^12 M_sun的小于10%的f_esc。尽管尘埃几乎是灰色的，它被发现，出射光谱的影响是不均匀的，与逃逸分数的光子靠近线中心的远高于那些在翅膀，从而有效地缩小Lya线。
2009-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-resolution synthetic UV-submm images for Milky Way-mass simulated galaxies from the ARTEMIS project
我们提出了红移零合成尘埃感知观测的45银河系质量的ARTEMIS项目的模拟星系，计算与SKIRT辐射转移代码。后处理程序包括恒星形成区、恒星源和弥漫尘埃的组成部分。我们为50种常用的宽带滤波器制作并公开发布逼真的高分辨率图像，从紫外线到亚毫米波长，18个不同的视角。我们比较模拟ARTEMIS星系观察到的星系在DustPedia数据库中具有类似的恒星质量和恒星形成率，并合成观测的模拟星系的御夫座项目在以前的工作中使用类似的后处理技术。在所有的情况下，全球星系的属性来自使用SED拟合。我们发现，类似于御夫座，后处理ARTEMIS星系一般再现所观察到的全球通量和物理性质的标度关系，虽然尘埃消光在FUV/UV波长被低估，代表性的尘埃温度低于观察。在一个解决的规模，我们比较多波长的非参数形态学特性的选定盘星系的数据集。我们发现，ARTEMIS星系在很大程度上再现了观测到的形态趋势作为波长的函数，虽然它们似乎是更clusiveness和不对称比观察到的。我们注意到，ARTEMIS和御夫座星系在特定的恒星形成与恒星质量平面中占据相邻区域，因此合成观测数据集相互补充。
2022-03-11 astro-ph.GA
Quantifying inhomogeneities in the HI distributions of simulated galaxies
NIHAO宇宙学模拟形成了一百个高分辨率星系的集合。我们用这些模拟测试的影响，恒星反馈的形态HI分布在星系。我们运行了一个子样本的20个星系与不同的参数化的恒星反馈，寻找HI的空间分布和形态的差异。我们发现，不同的反馈模型确实在HI中留下了签名，并且可以与当前和未来的观测结果进行比较。这些发现可以帮助未来的建模工作，在参数化恒星反馈的宇宙学模拟的星系形成和演化。
2018-11-13 astro-ph.GA
Recovering Stellar Population Properties and Redshifts from Broad-Band Photometry of Simulated Galaxies: Lessons for SED Modeling
我们提出了一个详细的分析，我们的能力，以确定恒星的质量，年龄，红化和消光值，和恒星形成率的高红移星系的建模宽带SED与恒星星族合成。为了做到这一点，我们计算了来自流体动力学合并模拟的模型星系在红移1.5 < z < 3时的合成光学到近红外SED。从不同的角度和不同的演化阶段来看，模拟代表了各种各样的星系类型（盘，合并，球状体）。我们表明，模拟星系跨越了广泛的SED和颜色，这些观测到的星系。在所有的恒星形成阶段，尘埃衰减对颜色，SED和通量有很大的影响。然后将宽带SED送入标准SED建模程序，并将得到的恒星星族参数与其真实值进行比较。盘星系的真实质量和年龄与估计质量和年龄之间通常显示出相当好的中值对应，但存在很大的不确定性。在合并过程中，我们发现较大的抵消（例如，log M_recovered - log M_true =-0.13 ^{+0.10}_{-0.14}）。E（B-V）值通常恢复良好，但估计的总视觉吸收Av始终太低，对于较大的光学深度越来越低。由于最大的光学深度发生在最激烈的恒星形成阶段，它是最高的SFR，我们发现最大的低估。质量，年龄，E（B-V），Av和合并残留物（球状体）的SFR是非常好的复制。我们讨论了真实恒星形成历史与模板恒星形成历史、尘埃分布、金属丰度变化和活动星系核贡献之间的不匹配所导致的SED模拟结果中可能存在的偏差。
2009-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The gas metallicity gradient and the star formation activity of disc galaxies
我们研究了层次宇宙中模拟星系中气态盘组分的氧丰度分布。我们分析了光盘金属丰度梯度的恒星质量和恒星形成率的模拟星系。我们发现，在z ~0处，低恒星质量的星系比高恒星质量的星系具有更陡的金属丰度梯度。我们还发现，气相金属丰度斜率和特定的恒星形成率（sSFR）的我们模拟的盘星系是一致的最近报道的观测在z ~0。模拟的星系与高恒星质量再现观察到的关系，在所有分析的红移，并有一个积极的金属丰度的斜率增加红移光盘的贡献。模拟的星系与低恒星质量a有较大比例的负金属丰度梯度增加红移。模拟星系的正或非常负的金属丰度斜率表现出干扰的形态和/或有一个近邻。我们分析了氧气剖面和sSFR的斜率的演变为一个富含气体的星系星系遇到，发现这种事件可能会产生积极的和消极的气相氧气剖面取决于它们的演变状态。我们的研究结果支持主张，确定可靠的金属丰度梯度作为红移的函数是一个关键的信息，以了解星系形成和设置约束的次网格物理。
2015-11-25 astro-ph.GA
The cosmological size and velocity dispersion evolution of massive early-type galaxies
我们分析了40个恒星质量为$M_{*} > 6.3 \times 10^{10} M_{\odot}$的大质量星系的宇宙学再模拟结果，以探讨自红移$z \approx 2$以来观测到的星系大小的强烈增加和恒星速度色散的减小的物理起源。目前，40个星系中有25个是静止的，其结构参数（大小和速度色散）与当地早期类型星系一致。在z=2时，所有具有$M_* \gtrsim 10^{11}M_{\odot}$的模拟星系（40个中的11个）都是紧凑的，投影半质量半径为$\approx$ 0.77（$\pm$ 0.24）kpc，投影半质量半径内的视线速度色散为$\approx$ 262（$\pm$ 28）kms $^{-1}$（11个中的3个已经静止）。类似于观测到的紧凑的早型星系在高红移的模拟星系明显偏离当地的质量尺寸和质量速度色散关系。在红移为零时，星系的大小增加了一个因子$\sim 5-6$，静止星系的大小是$R_{1/2} \propto (1+z)^α$和$α= -1.44$（所有星系的大小都是$α= -1.12$）。自$z \approx 2$以来，速度色散下降了约三分之一，其次是$σ_{1/2} \propto (1+z)^β$和静止星系的$β= 0.44$（所有星系的$β= 0.37$）。模拟的大小和色散演化与观测结果和随后的吸积和合并的恒星系统在$z\lesssim 2$，这是…
2011-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting FIR lines from simulated galaxies
远红外线是研究星际介质性质的有力工具，特别是在高红移星系中，ALMA观测提供了前所未有的信息。用CLOUDY后处理的最先进的宇宙学模拟来解释这些数据，提供了对这些系统的内部结构和气体动力学的见解。然而，迄今尚未对此类分析的一致性和不确定性进行详细调查。在这里，我们比较不同的方法来估计FIR线发射从国家的最先进的宇宙学模拟，无论是云或飞行非平衡化学。我们发现，[CII] $_{158μ}$预测是强大的模型变化，我们探讨。[OI]典型地跟踪相对于[CII] $_{158μ}$更冷和更密的气体的发射谱线是与模型相关的，因为这些谱线强烈地受到气体的热力学状态和非平衡光电离效应的影响。出于同样的原因，[OI]线是约束排放模型的一个很好的工具，因此未来针对这些线的观测将是至关重要的。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies in a Simulated $Λ$CDM Universe II: Observable Properties and Constraints on Feedback
我们比较了在宇宙学模拟中形成的星系在z=0时没有强反馈的观测特性。我们证实了以前的研究结果，没有强反馈的模型过度产生所观察到的星系重子质量函数，特别是在低和高质量的极端。通过后处理，我们调查什么样的反馈将需要重现观测到的星系质量和恒星形成率。为了模仿一种极端形式的“预防性”反馈（例如，AGN无线电模式），我们删除所有的重子质量，最初是通过“热模式”从冲击加热的气体吸积。这并没有使星系质量函数的高质量端与观测结果一致，因为这些系统中的大部分恒星质量是在高红移下从重子中形成的，这些重子最初是通过“冷模式”吸积到低质量的祖先上的。一个有效的“弹射”反馈机制，如超新星驱动的风，必须减少这些祖先的质量。反馈还必须减少质量较低的z=0星系的质量，这些星系以较低的红移聚集，恒星形成率也要低得多。如果我们单调地重新映射星系质量来重现观测到的质量函数，但保留模拟的预测恒星形成率，我们得到相当好的协议与观测序列的恒星形成星系，但未能恢复观察到的人口被动，低恒星形成率星系。抑制所有的热模吸积提高了高质量星系的协议，但在中等质量的协议。再现这些z=0的观测结果需要一种反馈机制，这种机制可以极大地抑制一小部分星系中的恒星形成，随着质量的增加而增加，同时使其他星系的恒星形成率基本不变。
2009-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Synthetic Observations of the HI Line in SPH-Simulated Spiral Galaxies
使用辐射转移代码Torus，我们从螺旋星系的全球SPH模拟中产生了预测的HI轮廓的谱线立方体。Torus使用自适应网格细化对SPH星系进行网格化，然后应用光线跟踪方法来推断沿视线的HI轮廓。网格星系可以从任何方向观察到，这使我们能够模拟任何方向的星系所观察到的HI轮廓。我们也可以把观测者放在银河系内，模拟从地球在银河系中的位置进行的HI观测。
2009-09-01 astro-ph.GA
Data release of UV to submm broadband fluxes for simulated galaxies from the EAGLE project
我们目前的尘埃衰减和尘埃排放通量足够解决星系的EAGLE套件的宇宙流体动力学模拟，计算与SKIRT辐射转移代码。后处理程序包括恒星形成区，恒星源，和弥漫的尘埃的特定组件，并考虑到随机加热的尘埃颗粒，以获得现实的宽带通量的波长范围从紫外线到亚毫米。模拟调查包括六个EAGLE模型中近50万个恒星质量超过10^8.5太阳质量的模拟星系。这些星系中，约有三分之二的星系位于23个红移仓中，直到z=6，具有足够分辨的金属气体分布，以获得有意义的尘埃衰减和发射，重要的警告是，在所有红移中使用相同的尘埃属性。这些新发布的数据补充了已经公开的关于EAGLE星系的信息，其中包括通过聚合模拟中代表物质的平滑粒子的特性而获得的固有特性。我们还提供了一个开源的Python程序框架，用于后处理模拟星系的辐射转移代码SKIRT。该框架允许任何第三方计算EAGLE星系的合成图像，SED和宽带通量，并考虑到尘埃衰减和排放的影响。
2017-12-15 astro-ph.GA
Gas Loss in Simulated Galaxies as They Fall into Clusters
我们使用高分辨率的宇宙学流体动力学星系形成模拟，以获得星系如何失去他们的冷气体在低红移，因为他们从外地迁移到星系团的高密度区域的见解。我们发现，超过三个星系团维里半径，富含气体的星系的分数是恒定的，代表字段。在三个星系团中心半径范围内，富含气体的星系比例随着半径的减小而稳步下降，在星系团中心附近达到$\mathbf{<10%}$。我们的研究结果表明，星系开始感受到的影响，其气体含量远远超出了集群维里半径的集群环境。我们发现，几乎所有的气体丰富的星系在星系团维里半径下降在第一次在近径向轨道。此外，我们发现，几乎没有星系团维里半径向外移动是富含气体（气体重子比大于$\mathbf{1%}$）。这些结果表明，落入星系团的星系在一次径向往返中失去了它们的冷气。
2014-05-02 astro-ph.GA
Examining extinction distributions for type Ia supernovae in simulated 3D galaxies
Instituto Superior Técnico, Universidade de Lisboa（里斯本大学高等技术学院）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学科学学院空间天体物理与科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK中心）
使用辐射传输模拟研究Ia型超新星在不同星系环境中的消光分布，发现标准指数模型低估低消光事件、高估高消光事件，而双参数Weibull或指数化指数分布能更准确描述消光概率密度函数。
2026-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust Temperature and Emission of FirstLight Simulated Galaxies at Cosmic Dawn
本文利用POLARIS2蒙特卡洛光子传输模拟器，结合FirstLight星系模型、DDSCAT尘埃模型和BPASS恒星光谱，研究红移6和8处星系的尘埃温度与红外辐射，揭示了高红移下宇宙微波背景对尘埃的额外加热会显著增强中远红外辐射。
2022-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
The Simulated Oxygen Shortage (SOS): Mapping the Missing OVI in Simulated Dwarf Galaxies to Subgrid Physics
Rutgers University（罗格斯大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（西蒙斯基金会平顿研究所计算天体物理中心）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学学会天文台）；Cahill Center for Astronomy and Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院凯尔天文学与天体物理学中心）；Grinnell College（格林内尔学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Michigan（密歇根大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究通过比较观测数据与模拟结果，发现低质量星系中OVI产率不足，指出子格模型和金属传输不足可能是原因，需进一步研究恒星形成和反馈机制。
2026-05-14 astro-ph.GA
Galaxies in box: A simulated view of the interstellar medium
本文综述了物理上真实的银河系三维模拟模型的发展，考虑了从恒星形成分子云到完整的螺旋盘的尺度。模型使用流体动力学（HD）或磁流体动力学（MHD）方程计算，可能包括宇宙射线或示踪粒子。完整的星系结构和超新星（SN）爆炸甚至云塌缩形成恒星的湍流尺度之间的动力学尺度范围，使得目前的计算工具和资源不可能在一个模型中解决所有这些问题。因此，我们考虑一个层次的模型，以及如何将它们联系起来，以提高我们对整个星系的理解。
2012-04-16 astro-ph.GA
Systematically Asymmetric: A comparison of \hi\ profile asymmetries in real and simulated galaxies
我们研究不同的措施，星系HI速度剖面的不对称性。我们引入了通道的通道不对称性和速度的平等统计来量化配置文件的不对称性。使用模拟星系的样本，我们研究如何这些和标准的不平衡形态统计依赖于各种观测效果，包括视角和倾角。我们发现，我们新引入的通道通道的不对称性是不太敏感的视角和倾斜比其他形态的影响。将我们的统计数据应用于WHISP HI星系样本，我们还发现，通道的通道不对称性，是一个更好的指标，视觉分类的不对称配置文件。此外，我们发现等式空间的不对称速度可以用来识别具有深中心倾角的剖面，而无需目视检查。
2020-05-13 astro-ph.GA
NIHAO VI. The hidden discs of simulated galaxies
对星系形成的详细研究需要对星系的结构成分有明确的定义。精确定义的组件还可以更好地比较观测和模拟。我们使用子样本的18个宇宙学放大模拟NIHAO项目推导出一个强大的方法来定义恒星运动盘星系。我们的方法在动态变量的3D空间中使用高斯混合模型。NIHAO星系的晕质量与恒星质量相符，它们的角动量和Sérsic指数与观测结果相符。虽然所有模拟星系的光度盘与总的比率接近1，但运动学比率约为0.5。因此，指数结构并不意味着冷运动盘。在log（M*）~9.5以上，分解导致薄圆盘和球状体，它们在角动量、旋转支撑、椭圆率、[Fe/H]和[O/Fe]方面具有明显不同的性质。在log（M*）<9.5时，分解选择具有较不明显特性的圆盘和球体。在这些低质量下，盘和球状体都具有指数分布，具有高的短轴与长轴比，即增厚的盘。
2016-03-05 astro-ph.GA
Panchromatic Spectral Energy Distributions of simulated galaxies: results at redshift $z=0$
我们提出的光谱能量分布（SED）的预测，从UV到FIR，在$z=0$模拟星系。这些都是通过后处理的N体+水模拟的结果的一个小的宇宙学体积，使用多相粒子积分器（MUPPI）的恒星形成和恒星反馈，与GRASIL-3D辐射转移代码，其中包括再处理的紫外光尘埃。星系的物理性质与观测到的相似，尽管在大小恒星质量上存在一些张力。比较模拟星系与不同样本的本地星系的预测SED，我们发现，这些类似于观察到的，当归一化在3.6 $μ$ m。与赫歇尔参考巡天的比较表明，当在恒星形成率（SFR）中合并星系时，即使在标准化中，平均SED也被复制到$\sim2$的一个因子内，而在恒星质量中合并突出了存在于恒星质量-SFR平面中的相同张力。我们使用我们的样品，调查的相关性的红外光度在斯皮策和赫歇尔波段与几个星系的属性。SFR是最好的相关性与红外线的数量高达$160\ μ$ m，而在较长的波长更好的相关性被发现与分子质量，并在$500\ μ$ m，与尘埃质量。然而，使用FIR峰值的位置作为冷尘埃温度的代理，我们评估，冷尘埃的加热主要是由SFR决定的，恒星质量只提供了很小的贡献。最后，我们展示了我们的模拟星系的样本可以作为一个指南，以了解所观察到的样本的物理特性和选择偏差。
2016-10-31 astro-ph.GA
Kinematic morphology of low-mass galaxies in IllustrisTNG
利用TNG50-1模拟追踪低质量中心星系演化，揭示冷气体盘对齐与否决定旋转或弥散主导形态，并评估数值加热与分辨率限制。
2024-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Preprocessing in small groups: Three simulated galaxies interacting prior to cluster infall
本研究利用IllustrisTNG100模拟展示了一个三盘状星系小组在红移z=1.3时早期坠入星系团前的强相互作用，产生潮汐棒并触发恒星形成，坠入后经历质量损失但棒结构保留，为星系团形成和潮汐棒起源提供新情景。
2023-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Learning the Cosmic Web: Graph-based Classification of Simulated Galaxies by their Dark Matter Environments
University College London（伦敦大学学院）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）
本文提出基于图的机器学习分类器，通过模拟星系的暗物质宇宙网环境进行分类，利用图注意力网络提高分类精度，展示图表示在推断暗物质环境中的有效性。
2025-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Evolution of the stellar metallicities of galaxies in the EAGLE simulations
在EAGLE宇宙流体动力学模拟中，我们研究了恒星质量和恒星金属丰度之间的相关性。在一个给定的恒星质量，模拟星系与较低的恒星金属丰度显示，平均而言，较高的气体分数，较高的特定恒星形成率和年轻的恒星星族。活动星系核反馈在高质量恒星金属丰度的测定中起着重要的作用。在一般情况下，模拟系统遵循恒星金属丰度和气体分数之间的良好定义的关系，这并不随红移显着演变。所有这些趋势都与先前关于EAGLE恒星形成气体金属丰度的研究结果一致。
2018-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaseous infall triggering starbursts in simulated dwarf galaxies
利用计算机模拟，我们探讨了气体的infall作为一个可能的解释在蓝色致密矮星系的星爆阶段。我们模拟云的影响合并成一个孤立的矮星系的球形气体云。我们研究了哪些条件有利于触发爆发，发现气体云的轨道和质量起着重要作用。我们讨论了星暴过程中的金属丰度、运动学性质、内部动力学以及气体、恒星和暗物质的分布。我们发现这些与观测结果非常一致，并且取决于设置（例如宿主星系的旋转，气体云的半径），我们的爆发星系可以具有非常不同的性质。我们的模拟提供了关于恒星暴如何开始和演变的见解。在此基础上，我们提出了爆发后矮星系的样子。
2014-05-09 astro-ph.GA
Exploring Simulated Early Star Formation in the Context of the Ultrafaint Dwarf Galaxies
超微弱矮星系（UFD）通常被认为具有简单的恒星星族，恒星形成以再电离结束。然而，随着对这些星系的观测不断改进，它们的恒星形成历史（SFH）被揭示出比以前认为的更复杂。在本文中，我们研究如何恒星的形成，化学富集和混合进行小，暗物质晕在早期使用高分辨率，宇宙学，流体动力学模拟。其目标是告知未来使用的分析模型，并探讨UFD数据的背景下，模拟晕的可观察的属性。具体来说，我们着眼于分析方法，可能会通知金属富集在早期宇宙中的小星系内外。我们发现，简单的假设为模拟超新星驱动的风的程度同意模拟平均，而不均匀的混合和气体流动有很大的影响，在模拟恒星金属丰度的传播。在UFD的背景下，这项工作表明，模拟可以形成一个复杂的SFH和一个大的传播在几百万年内的早期宇宙的金属丰度分布函数的晕。特别是，在模拟中可以看到爆发和连续的恒星形成，这两种情况都是从数据中得出的。然而，与UFD相比，模拟金属丰度的分布仍然太窄，金属含量太高。未来的工作需要帮助减少这些差异并推进我们对数据的解释。
2018-01-25 astro-ph.GA
Diverse Rotation Curves of Galaxies in a Simulated Universe: the Observed Dependence on Stellar Mass and Morphology Reproduced
本文利用 IllustrisTNG 模拟构建并拟合星系视线速度图，发现旋转曲线外斜率对形态、恒星质量及暗物质占比的依赖与 SDSS/MaNGA 观测一致。
2025-03-01 astro-ph.GA
Quenching and ram pressure stripping of simulated Milky Way satellite galaxies
我们提出了一套30个宇宙学变焦模拟银河系类宿主星系的本星系群的卫星星系的恒星形成的淬火的预测。御夫座的模拟解决卫星到银河系的经典矮球状星系的光度。我们发现强烈的质量依赖和距离依赖的淬火信号，超过600千秒差距的矮系统只有强烈淬火低于恒星质量的$10^7$ M $_\odot$。冲压压力剥离似乎是占主导地位的淬火机制和50%的淬火系统停止恒星形成内1 Gyr的第一次下降。我们表明，在宿主星系的$R_{200}$半径的系统是由两个人口：（一）第一个落入人口已进入主机晕在过去的几个Gyrs和（ii）人口返回“backsplash”系统，有一个更广泛的互动与主机。后溅星系如果没有通过红移为零的方式返回到宿主星系，则表现出类似于$R_{200}$内部星系的猝灭特性，并且与其他外部系统不同。模拟淬火与恒星质量的趋势有一定的张力与观测，但我们的模拟能够再现淬火时间的范围内，从解决本群矮星系的恒星星族测量。
2018-03-20 astro-ph.GA
The low abundance and insignificance of dark discs in simulated Milky Way galaxies
我们调查的存在和重要性的暗物质光盘在24个模拟银河系星系的样本中的APOSTLE项目，在拉姆达CDM宇宙学的流体动力学模拟的EAGLE计划的一部分。有人认为，银河系中的暗盘可能会增加暗物质的密度，并改变相对于太阳位置的光滑晕的速度模量，这对直接探测实验产生了影响。从暗物质的运动学分解和所有24个晕的真实空间分析，我们发现，只有一个模拟的银河系类似物具有可检测的暗盘组件。这一独特的事件是由一颗LMC质量的卫星在很低的掠射角下与一颗LMC质量的卫星合并造成的。考虑到即使是这种罕见的情况下，只增加了35%的暗物质密度在太阳半径和影响的高能量尾部的暗物质速度分布不到1%，我们得出结论，在银河系中的暗盘的存在是不太可能的，是非常不可能有一个显着的影响直接检测实验。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Analysis of Ring Galaxies Detected Using Deep Learning with Real and Simulated Data
本研究提出基于CNN结合GAN数据增强的环星系检测方法，用模拟与真实数据训练后生成含1967个环星系的列表，指出假阳性率偏高的问题，为稀有天体形态的机器学习检测优化提供参考。
2024-08-30 astro-ph.GA
Lyman-αabsorption beyond the disk of simulated spiral galaxies
我们提出了一个分析的起源和性质的环银河系介质（CGM）在一套11个宇宙学变焦模拟类似今天的螺旋星系。平均而言，星系中保留了大约50%的重子宇宙分数，几乎平均分为盘（星际介质）气体，冷CGM气体和温暖的热CGM气体。在半径小于50千秒差距的CGM主要是由中央星系注入的循环温热气体，而在更大的半径，它是由冷气体吸积到晕上占主导地位。再循环气体通常占CGM质量的三分之一。我们介绍了新的公开可用的分析工具\textsc{pygad}计算离子丰度和模拟吸收光谱。对于莱曼- $α$吸收，我们发现模拟的等效宽度（EW）分布和观测到的大半径很好的协议。具有静止装配历史的盘星系沿盘主轴显示出明显更多的吸收。通过比较EW和HI柱密度，我们发现CGM $α$吸收体最好用有效线宽$b\approx 50 - 70$ km s $^{-1}$表示，该线宽随晕质量轻度增加，大于通常假设的值。
2020-05-18 astro-ph.GA
The origin of star-gas misalignments in simulated galaxies
基于EAGLE模拟研究星系中恒星与恒星形成气体错位的起源，发现星系内部性质（如三轴形态和速度弥散主导程度）比环境更关键地决定气体能否快速重新对齐，且模拟结果与SAMI巡天观测一致。
2022-03-03 astro-ph.GA
Magnetic Fields on FIRE: Comparing B-fields in the multiphase ISM and CGM of Simulated L$_*$ Galaxies to Observations
磁场（$\textbf{B}$）和宇宙射线（CR）的物理学最近被纳入星系形成的模拟中。然而，这些成分如何影响星系演化仍然存在重大的不确定性。为了了解他们共同的观测示踪剂，我们分析了磁场在一组高分辨率，磁流体动力学，银河系的宇宙学模拟从火-2项目。我们比较模拟观测的磁场示踪剂的模拟和没有CR塞曼分裂和旋转/色散措施的观察。我们发现中性和电离星际介质（ISM）的模拟和观测之间的合理协议。我们发现，与CR模拟星系显示较弱的ISM $|\textbf{B}|$场平均相比，他们的磁场，只有同行。这是在弥漫的低密度内环星系介质（CGM）中CR效应的表现。我们发现，磁和宇宙射线的能量密度之间的均分可能是有效的，在大（$>$ 1千秒差距）规模的典型ISM密度银河道类星系，但不是在他们的晕。在ISM中，我们模拟的星系中的磁场遵循与气体密度的幂律标度。的缩放延伸到氢数密度$<$ 300厘米$^{-3}$，在观测导出的模型相反，但与观测测量一致。最后，我们生成的合成旋转测量（RM）配置文件的模拟星系的投影和比较CGM中的观测约束。虽然与上限一致，但需要改进的数据来检测10-200 kpc的预测CGM RM，并更好地约束理论预测。
2022-08-29 astro-ph.GA
The $Λ$CDM simulations of Keller and Wadsley do not account for the MOND mass-discrepancy-acceleration relation
Keller和Wadsley（2016）最近自鸣得意地暗示，MOND的终结可能即将到来。这是基于他们的声明，即他们高度限制的$Λ$ CDM模拟星系样本与观测到的MOND质量差异加速度关系（MDAR）“一致”，特别是McGaugh等人（2016）最近更新的MOND质量差异加速度关系（MDAR）。据此，他们推断“$Λ$ CDM与MDAR完全一致”。我解释了为什么这些模拟星系没有显示$Λ$ CDM占MDAR。a.他们模拟的星系样本只包含18个高质量星系，在重子质量一个数量级的狭窄范围内，在观测到的最高端，质量跨越4.5个数量级。更重要的是，模拟样本中没有低质量、低加速度的星系--大量的星系--这些星系封装了预测和观察到的MDAR的关键和非平凡的方面。模拟MDAR的低加速度部分是从模拟的高质量星系的平坦速度曲线区域实现的，而不是微不足道的。B.一半的模拟星系有“错误”的旋转曲线，与任何观察到的都有很大的不同。这并不能阻止这些错误的星系躺在观测到的MDAR上（同样是出于微不足道的原因）。事实上，它们定义了模拟MDAR的高加速分支。C.首先，即使通过模拟允许的精心调整使$Λ$ CDM与MDAR“一致”，这也不会影响MOND，它预测的比MDAR多得多。
2016-10-24 astro-ph.GA gr-qc
The anatomy of a star-forming galaxy: Pressure-driven regulation of star formation in simulated galaxies
我们通过一套高分辨率的孤立星系模拟来探索恒星形成星系中恒星形成的规律。我们使用SPH代码GASOLINE，包括光电加热和金属冷却，产生多相星际介质。我们表明，代表性的恒星形成和反馈子网格模型自然会导致恒星形成的数量和恒星形成参数的变化之间的弱，次线性依赖。我们将这些子网格模型到一个平衡压力驱动的监管框架。我们发现，次线性标度的出现作为一个后果的非线性关系的规模高度和恒星反馈产生的有效压力。因此，模拟的恒星形成规则对ISM中垂直结构的解决方式很敏感。完整的星系盘经历密度波，驱动局部时间依赖的恒星形成。我们开发了一个简单的时间依赖性，压力驱动的模型，再现的响应非常好。
2016-07-20 astro-ph.GA
NIHAO-RiNG: A Comparison of Simulated Disc Galaxies from GASOLINE and GIZMO
本研究用GIZMO代码重现NIHAO套件中12个由GASOLINE模拟的盘状星系并进行对比，发现两者虽能产生相似星系形态，但在CGM环境、外流特征及冷盘质量与角动量起源上因反馈模型不同而存在显著差异。
2024-12-23 astro-ph.GA
The temporal evolution of gas accretion onto the discs of simulated Milky Way-mass galaxies
本研究利用Auriga Project的30个盘星系宇宙学磁流体动力学模拟，探讨银河系质量星系盘气体吸积率随时间的演化，重点分析流入与流出通量及其对盘演化的影响。
2023-06-26 astro-ph.GA
