Characterizing the bulk and turbulent gas motions in galaxy clusters
宇宙中最大质量的物质晕是通过整个宇宙时代的吸积和合并事件而形成的。这些剧烈的过程在许多尺度上产生冲击，并引起大尺度的整体和湍流运动。这些过程在大尺度上注入动能，这些动能被输送到粘性耗散尺度，有助于整体加热和维里化的晕，并作为一个来源的非热压力在集群内的介质。描述这些气体运动的物理性质将有助于我们更好地理解质量晕的组装，从而理解这些大尺度结构的形成和演化。我们的基础上的X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应的亮度波动的研究这一特性。我们的工作依赖于三个互补的样本，涵盖了广泛的红移，质量和动力学状态的集群。我们提出了我们的X射线分析的结果，低红移的样品，X-COP，和一个子样本的高红移集群。我们调查派生的属性，根据我们的集群的动力学状态，和重建的气体运动功率谱和各种形态指标的相关性的基础上的自相似行为的可能性。
2021-11-15 astro-ph.CO
Young and turbulent: the early life of massive galaxy progenitors
我们目前的结果从“波诺斯”模拟套件的早期演化的大规模，$M_{\rm vir}(z=0)=1.2\times 10^{13}$ M $_{\odot}$星系。在$z\gtrsim6$，在来自中央超大质量黑洞的反馈成为主导之前，主星系的恒星质量为$\sim 2\times 10^{9}$ M $_{\odot}$，恒星形成速率为$\sim 20$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。该星系位于预期的恒星形成星系的主要序列附近，在这些红移中，类似于$z>5$观察到的中等恒星形成系统。高比恒星形成率导致超新星反馈对气体的剧烈加热和搅拌，星系发展出一个厚而湍流的盘，气体速度色散为$\sim 40$ km s $^{-1}$，旋转与色散比为$\sim 2$，在$\sim 10^5$ K下有大量气体。Toomre参数总是超过重力湍流的临界值$Q\sim 1.5-2$，这主要是由于盘内暖/热气体的贡献。在没有反馈的情况下，一个接近重力湍流的制度建立了类似的气体速度分散和较低的$Q$。我们建议，在我们的模拟中看到的“热和动荡”盘制度，不像“冷和动荡”的大规模cloudspiral盘星系在$z\sim 1-2$的重力湍流制度，是一个基本的特点，主序星星系在$z\gtrsim 6$，因为它们可以维持恒星形成率相媲美的低质量恒星爆发在$z=0$。这导致没有持续的相干气体流入盘，并在波动和各向…
2017-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The quenching of star formation in accretion-driven clumpy turbulent tori of active galactic nuclei
包含湍流多相ISM的星系气-气碰撞具有ISM的共同特征：在CO中可见致密的面外气体，大线宽（>= 50 km/s），强的中红外H_2线发射，低的恒星形成活动和强的射电连续谱发射。气体-气体碰撞可以以ICM冲压压力剥离，星系正面碰撞，高速穿过星系群的入侵星系压缩群内气体和/或星系ISM，或星系中心现有气体环上的外部气体吸积的形式发生。我们认为，所有这些气体-气体相互作用的共同主题是绝热压缩的ISM导致的气体的湍流速度色散的增加。然后，湍流的气体云被超压，恒星的形成被淬灭。在这种情况下，我们开发了一个模型的湍流cluerous气体磁盘驱动湍流的能量是由外部注入或磁盘内的径向气体吸积的势能增益。云的大小是由C-型冲击波的大小在致密的分子云中传播，在给定的速度色散具有低电离分数。我们给出了预期的体积和面积填充因子，质量，密度，柱密度和速度分散的云的表达式。后者是基于间歇性湍流的标度关系，其开放参数估计的CND在银河系中心。模型气体云的性质和绝热压缩导致恒星形成速率猝灭所需的外部质量吸积速率与高分辨H_2线观测结果一致。基于这些发现，气体环在银河系中心的演化的方案提出了在银河系中心的恒星形成的影响进行了讨论。
2013-05-31 astro-ph.CO
Turbulent pressure support and hydrostatic mass-bias in the intracluster medium
星系团中残余气体运动对湍流压力的支持程度还不是很清楚。结合X射线和Sunyaev Zel'dovich观测的质量模型提供了几个星系团外部区域湍流压力支持的估计。在这里，我们测试了两种不同的过滤技术，解开散装湍流运动的非辐射高分辨率宇宙学模拟的星系团使用宇宙学水文代码ENZO。我们发现，非热压力与总气体压力之比的径向行为作为集群中心距离的函数，可以用一个简单的多项式函数来描述。典型的非热压力支持在集群的中心是$\sim$ 5%，增加到$\sim$ 15%，在最近的X射线观测中发现的压力过剩。虽然ICM的复杂动力学使得它不可能重建一个简单的湍流运动和流体静力学偏差之间的相关性，我们发现，它们之间的关系可以建立使用的样本对象的中值属性。此外，我们估计的贡献径向加速度的非热压力的支持，并得出结论，它减少向外移动从40%（在核心）到15%（在集群的郊区）。添加到一个由湍流提供的贡献，我们表明，它可能占整个观察到的流体静力学偏差在最里面的区域的集群，并为不到80%，它在$r > 0.8 r_{200, m}$。
2020-04-06 astro-ph.CO
Spectral analysis of magnetic fields in simulated galaxy clusters
我们介绍了一个新的样本星系团从宇宙学模拟覆盖了前所未有的动态范围。我们样本中的所有集群都显示出小规模发电机放大的明显特征。我们证明了用发电机理论研究团内介质的磁谱是可能的。我们研究，如果光谱上的内在变化取决于每个集群的动力学历史或一些主机集群的属性。
2018-10-18 astro-ph.CO
Clustering in the Simulated H$α$ Galaxy Redshift Survey from Nancy Grace Roman Space Telescope
我们提出了一个现实的2000度$^{2}$ H $α$星系模拟目录与$1<z<2$的南希格雷斯罗马空间望远镜星系红移调查，高纬度光谱调查（HLSS），创建使用Galacticus，半解析星系形成模型，和高分辨率宇宙学N体模拟。星系成团可以通过测量重子声学振荡（BAO）和红移空间畸变（RSD）来探测暗能量和检验引力。使用我们的现实模拟的模拟罗马HLSS数据，协方差矩阵计算使用EZmock创建的一个大的近似模拟集，我们调查的预期精度和准确度的BAO和RSD测量使用相同的分析技术用于分析真实数据。我们发现，在四个红移区间中，仅Roman H $α$星系巡天就可以测量角直径距离，其不确定度为2%，哈勃参数的不确定度为3- 6%，线性增长参数的不确定度为7%.我们现实的预测说明了罗马星系巡天在探测暗能量的性质和测试引力方面的力量。
2020-08-22 astro-ph.CO
Cooling+Heating Flows in Galaxy clusters: Turbulent heating, spectral modelling, and cooling efficiency
X射线发射气体的冷却速率与观测值之间的差异导致了星系团核心的{ \it冷却流问题}。已经提出了各种模型来模拟所观察到的X射线光谱，并解决冷却流问题，这涉及到通过不同的机制加热冷气体。因此，真实的星系团X射线光谱模型需要同时考虑加热{ \it}和冷却机制。在本文中，我们认为，加热的时间尺度设置的磁流体动力学（MHD）湍流粘性加热的团内等离子体，参数化的Shakura-Sunyaev粘度参数，$α$。使用冷却+加热流模型，我们表明，$α\simeq 0.05$值（与10\%的散射）提供了改进的适合冷却流的X射线光谱，而在同一时间，预测合理的冷却效率，$ε_{cool} = 0.33^{+0.63}_{-0.15}$。我们的$α$的X射线光谱的基础上推断的值也符合直接测量的湍流压力的模拟和观测的星系团。这个简单的图片统一了天体物理吸积，作为一个平衡的磁流体湍流加热和冷却，在超过16个数量级的规模，从中子星到星系团。
2019-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulent Pressure Support in Galaxy Clusters -- Impact of the Hydrodynamical Solver
本研究通过MFM和SPH方法模拟星系团，探讨了流体力学方案、分析方法和动力学状态对湍流压力分数的影响，发现活跃星系团湍流压力更高且MFM比SPH产生更多湍流。
2024-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A direct limit on the turbulent velocity of the intracluster medium in the core of Abell 1835 from XMM-Newton
我们研究了X射线发光星系团A1835的深XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）观测。这是我们第一次在星系团中直接限制湍流加宽的发射谱线。这是可能的，因为在星系团中最冷的X射线发射气体，这是负责线，占据了核心内的一个小区域。视线非热速度加宽90%上限的最保守确定值是274公里/秒，这是从30千秒差距半径内的发射谱线测得的。因此，核心中湍流与热能密度之比小于13%，光谱中没有显示低于~3.5 keV的气体的发射谱线。我们研究的气体的数量作为温度的函数，并把140兆太阳/年（90%）的气体辐射冷却低于3.85千电子伏的限制。
2009-11-16 astro-ph.CO
Automated calibration of simulated galaxy catalogues for cosmological analyses
针对星系模拟样本校准参数多、过程随机的问题，提出基于差分进化算法的自动化校准流程，可对结合暗晕占据分布与子晕丰度匹配技术的ΛCDM及修改引力暗晕星表星系模拟样本实现准确校准，为未来大规模星系模拟校准提供新工具。
2025-07-31 astro-ph.CO
The turbulent pressure support in galaxy clusters revisited
由于星系团在宇宙历史中形成较晚，它们并不完全处于流体静力平衡，在给定半径处的质量引力预计不会完全被热气体压力平衡。湍流可以提供额外的压力，最近（X射线和SZ）流体静力学质量重建声称在$R_{\rm 200}$的总压力中有$\sim 5-15\%$的压力支持。在这项工作中，我们表明，在仔细解开散装小尺度湍流运动的高分辨率模拟的星系团，我们可以限制哪一部分的气体动能有效地提供压力支持集群的引力势。虽然无处不在的存在下的径向流入的集群可能会导致显着的偏见，在估计的非热压力的支持，我们报告说，只有一部分这种能量有效地作为一个压力源，提供了一个支持的顺序$\sim 10\%$的总压力在$R_{\rm 200}$。
2018-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Application of the iterative reconstruction to simulated galaxy fields
我们应用迭代重建方法在红移空间的星系模拟得到的$N$体模拟。通过对两点关联函数的比较，我们发现，尽管与物质场相比，迭代方法的性能受到散粒噪声和星系偏差的限制，但无论是在实空间还是在红移空间，迭代方法都能更好地从星系场重建初始线性密度场.此外，与标准方法不同，迭代方法能够更精确地重建双极和四极。我们看到，随着星系的数量密度变小，重建的性能变差，由于稀疏。然而，在确定偏差（$\sim20\%$）的精度几乎不会影响重建过程。
2019-06-25 astro-ph.CO
ADDGALS: Simulated Sky Catalogs for Wide Field Galaxy Surveys
我们提出了一种方法来创建模拟星系目录与现实的星系光度，宽带颜色，并预计在大宇宙体积集群。该技术，表示ADDGALS（增加密度依赖星系光锥模拟），使用经验的方法来放置星系内的光锥宇宙学模拟输出。它可以应用于比通常使用的方法所需的分辨率低得多的模拟，例如晕占据分布，晕下丰度匹配和半解析模型，同时仍然准确地再现投影星系聚类统计数据，直到r ~ 100 kpc/h的尺度。我们发现，\addgals \目录再现了斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本，包括星系数密度，观测到的星等和颜色分布，以及光度和颜色相关的集群测量的星系分布的几个统计特性。我们还比较了集群星系的交叉相关性，在那里我们发现显着的差异与测量SDSS可能与人工subhalo中断模拟。DeRose et al（2019）介绍了该模型在模拟深广域测光调查中的应用，包括弱透镜统计建模，测光红移和星系团发现，DeRose et al（2021）介绍了对暗能量调查（DES）第3年类似数据的完整宇宙学分析的应用。我们计划公开发布一个10，313平方度的星表，该星表使用ADDGALS构建，其星等适合于几个现有和计划中的调查，包括SDSS，DES，VISTA，WISE和LSST。
2021-05-25 astro-ph.CO
Dynamical difference between the cD galaxy and the stellar diffuse component in simulated galaxy clusters
如今，星系团中的成员星系可以在宇宙学和流体动力学模拟中使用基于识别自约束的方法来常规地识别，局部地在致密的子结构上。然而，在星团中区分中央星系和恒星弥散成分是非常困难的，在中央甚至不清楚是否存在两个不同的恒星星族。在这里，减去所有成员星系后，我们使用剩余恒星的速度分布，并在模拟的星系团中检测到两个动态的，截然不同的恒星成分。这些差异的动态可以被用来应用一个un-binding程序，导致空间分离的两个组件成一个CD和一个弥漫的恒星成分（DSC）。应用我们的新算法的宇宙学，流体动力学模拟，我们发现-与以前的研究-这两个组件有明确区分的空间和速度分布以及不同的恒星形成的历史。我们表明，DSC分数-这可以广泛地与观察到的集群内光-不依赖于的星系团的维里质量，是更敏感的集群的形成历史。我们的结论是分离的CD和DSC在模拟中，根据我们的动力学标准，是更多的物理动机比目前的方法，依赖于隐式假设的长度尺度与CD星系，因此代表了一个进步，在理解不同的恒星组成部分内的星系团。我们的研究结果还表明，分析DSC的动力学特性，以表征其性能和了解其起源的重要性。
2010-02-22 astro-ph.CO
On The Road To More Realistic Galaxy Cluster Simulations: The Effects of Radiative Cooling and Thermal Feedback Prescriptions on the Observational Properties of Simulated Galaxy Clusters
对星系团进行的通量受限X射线巡天显示，星系团分为两种大致相等的类型：“冷核”星系团（CC）和非“冷核”星系团（NCC）。在以前的工作中，我们已经证明了使用宇宙学$N$体+欧拉流体动力学模拟，NCC往往是一致的早期主要合并事件，摧毁胚胎CC。在本文中，我们扩展了这些结果，并进行了一系列的simulationsusing不同的方法的气体冷却，能量和金属反馈的超新星，在那里我们试图产生一个人口的集群与现实的中央冷却时间，熵，和温度。我们发现，使用金属性相关的气体冷却是必不可少的，以防止早期过冷，并调整能量和金属反馈的量可以有显着的影响，可观察到的X射线量的气体。我们能够产生集群更现实的中央可观察到的数量比以前已经达到。然而，模拟的星系团和观测结果之间仍然存在显着差异，这表明需要一种不同的方法来模拟星系团中的星系。最后，我们期待一个有前途的亚网格方法模拟星系团的反馈，这可能有助于改善模拟和观测之间的差异。
2012-11-13 astro-ph.CO
Turbulent Pressure Support in the Outer Parts of Galaxy Clusters
利用三维磁流体动力学模拟方法研究了星系团团内介质（ICM）中由磁热不稳定性（MTI）引起的湍流。MTI的增长时间尺度为~1 Gyr，是能够驱动有力的，持续的湍流在外部的星系团，如果保持温度梯度，尽管快速的热传导。如果是这样的话，MTI引起的湍流可以在星系团中提供超过r_500的5-30%的压力支持，这种效应对于热的大质量星系团来说是最强的。由MTI驱动的湍流通常添加到ICM中的其他湍流源，例如由结构形成产生的湍流源。这种新的来源的非热压力支持减少了观察到的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号和X射线压力梯度为一个给定的集群质量，并介绍了集群质量和温度梯度依赖的偏见SZ和X射线质量估计集群。当通过模拟模板从SZ功率谱的观测振幅估计物质功率谱归一化σ-8时，也可能需要考虑这种额外的物理学。
2011-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Characterizing turbulence in galaxy clusters: Defining turbulent energies and assessing multi-scale versus fixed-scale filters
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
本文通过多尺度与固定尺度滤波器研究恒星团中湍流能量，发现合并过程中的湍流压力分数较低，表明除非近期发生重大合并，否则湍流水平较低。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Properties of X-ray Cold Fronts in a Statistical Sample of Simulated Galaxy Clusters
我们研究了从流体动力学/N体宇宙学模拟（512 h ^-1 Mpc）中提取的大样本星系团中冷锋的入射，绝热气体物理是用Enzo自适应网格加密程序计算的。这个模拟包含了大约4000个z=0时M > 10^14 M_sun的星系团的样本。对于每个模拟的星系团，我们已经创建了模拟0.3-8.0 keV的X射线观测和光谱般的温度图。我们用一种新的自动算法搜索了这些地图，以确定投影中冷锋的存在。在我们的图像中使用最小为10个冷锋像素的阈值，对应于总的共同运动长度L_cf > 156 h ^-1 kpc，我们发现在质量有限的样本中，大约10-12%的投影可以被归类为冷锋集群。有趣的是，在我们的质量有限样本的合成图中，具有扩展冷锋特征的集群的比例随着红移到z=1.0而只有微弱的趋势。然而，当使用不同的选择函数时，包括模拟的通量限制，红移的趋势变化显着。在我们的样本中，在模拟集群中发现冷锋的可能性是集群质量的一个强函数。在M>7.5x10^14 M_sun的星系团中，冷锋占40- 50%。我们还表明，冷锋的存在是强烈相关的扰动形态测量的定量结构措施。最后，我们发现冷锋在模拟的星系团图像中的入射强烈地依赖于重子物理。
2010-10-15 astro-ph.CO
Effects of simulated cosmological magnetic fields on the galaxy population
我们调查的原始磁种子场的强度变化的影响，在理想的磁流体动力学宇宙学模拟与移动网格代码AREPO进行的星系人口的全球性质。我们在计算中改变了种子场，使其值的范围仍然与当前宇宙学的上限相兼容。我们表明，以上的$\simeq 10^{-9}\,{\rm G}$的临界强度，从外地产生的额外的压力强烈影响的气体结构的演变，导致宇宙恒星形成历史的抑制，\rev{which is stronger for larger seed fields. This directly reflects into a lower total galaxy count above a fixed stellar mass threshold at all redshifts, and}一个较低的星系数密度在固定的恒星质量和质量较小的恒星组件在所有质量尺度上固定维里质量。除了现有的方法之外，这些签名可以用于导出对原始磁种子场强度的更严格的约束。
2015-11-21 astro-ph.CO
Galaxy Motions, Turbulence and Conduction in Clusters of Galaxies
星系团中的非相对辐射冷却导致了过度的质量沉积速率。然而，星系团的冷核由于较小的合并或星系围绕星系团中心运动而被热传导和湍流热扩散持续加热。这些过程可以减少活动星系核加热冷核所需的能量，或者可以完全防止过冷。我们进行3D MHD模拟，包括场对准的热传导和自引力粒子来详细模拟这一点。湍流并不局限于星系的尾流，而是由于大尺度g模的激发而充满体积。我们系统地探讨了星系质量和数量的参数空间。对于广泛的观测动机的星系参数，磁场随机搅拌运动，恢复传导热流的核心。冷却灾难要么没有发生，要么延迟到足以让群集经历一次可能重置群集内介质条件的重大合并。虽然湍流运动的耗散作为热源可以忽略不计，但湍流热扩散是极其重要的;它在星团中心占主导地位。然而，热传导在较大半径处变得重要，并且没有热传导的模拟遭受冷却灾难。传导作为热源和减少稳定浮力都很重要，从而实现更有效的扩散。湍流促成传导，传导促成湍流。在这些模拟中，气体涡度-这是一个很好的指示被困g模式-随着时间的推移而增加。涡量的增长近似地反映了磁场的增长，而磁场的增长又被湍流放大。
2010-08-30 astro-ph.CO
Counterrotating Stars in Simulated Galaxy Disks
盘星系中的反旋恒星是一个令人困惑的动力学特征，其起源被归因于卫星吸积事件或由偏离轴对称触发的盘不稳定性。我们使用的盘星系的形成的宇宙学模拟表明，反向旋转的恒星盘组件可能会自然出现在分级聚类的情况下，即使在没有合并。模拟的盘状星系由两个共面的、相互重叠的、自旋相反的恒星组成：一个内部反向旋转的棒状结构，主要由老恒星组成，周围是一个由年轻恒星组成的扩展的、旋转支撑的盘。相反自旋的成分来源于从两个不同的共生结构中吸积的物质，当它们的净自旋被获得时，它们在转向时相交，描绘出一个“V”形结构。每一条暗条都以相反的方向扭转另一条暗条;首先流入星系的暗条形成了内部的反向旋转棒，而从另一条暗条吸积的物质则形成了外部盘。合并并没有发挥实质性的作用，银河系中的大多数恒星都是在原地形成的;只有9%的恒星是由吸积事件贡献的。我们在这里描述的形成方案意味着一个显着的年龄差异的共同和反旋转的组件，这可能是用来区分竞争的情况下，盘星系中的反旋转恒星的起源。
2013-11-05 astro-ph.CO
Can anisotropy in the galaxy distribution tell the bias?
我们利用信息熵分析了暗物质分布模拟星系星表和$Λ$ CDM N体模拟模拟有偏星系星表中的各向异性。通过比较模拟星系分布与暗物质分布的径向、极向和方位向各向异性，我们可以恢复模拟星系分布的线性偏置参数。与$O(N^{2})$相比，用于确定线性偏差的该方法仅需要$O(N)$运算，或者至少需要基于两点关联函数和功率谱的方法所需的$O(N \log N)$运算。应用该方法对2MASS红移巡天（2MRS）星系进行了线性偏置参数的测定，发现2MRS星系在$K_{s}$波段的线性偏置参数为$\sim 1.3$。
2017-04-11 astro-ph.CO
Scale dependence of galaxy biasing investigated by weak gravitational lensing: An assessment using semi-analytic galaxies and simulated lensing data
在宇宙学尺度上，Galerkin是物质密度的有偏示踪剂。对于未来的星系模型的测试，我们完善和评估的方法来测量星系偏置的物理尺度$k$与弱引力透镜的功能。该方法使我们能够重建星系偏置因子$b(k)$以及空间尺度上的星系-物质相关$r(k)$之间的$0.01\,h\,{\rm Mpc^{-1}}\lesssim k\lesssim10\,h\,{\rm Mpc^{-1}}$的红移面元透镜星系低于红移$z\lesssim0.6$。在改进中，我们占的源椭圆率的内在对齐，我们校正的透镜星系的放大偏差，相关的星系星系透镜信号，以提高重建的$r(k)$的准确性。对于模拟数据，重建达到$3-7\%$的精度（68\%置信水平）以上的$k$ -范围为一个调查区域和一个典型的深度，当代地面调查。然而，实际上的精度可能会降低到大约$10-15\%$，主要是由于假设的内禀源对准、基准宇宙学以及透镜星系和源星系的红移分布（按此顺序）中的系统不确定性。此外，我们的重建技术采用物理模板的$b(k)$和$r(k)$阐明的影响，中央星系和卫星星系的晕占领统计的星系偏差的尺度依赖性，我们讨论的文件。在第一次演示中，我们将这种方法应用到以前的测量中的Garching波恩深调查，并给出了物理解释的镜头人口。
2019-07-23 astro-ph.CO
Bulk and turbulent gas motions in the interacting galaxy cluster Abell 3395 South observed with XRISM
Nara Women’s University（奈良女子大学）；Argelander-Institut für Astronomie (AIfA), Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（的里雅斯特天文台）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）
利用XRISM/Resolve的高分辨率X射线光谱，通过分析Fe XXV Heα发射线直接测量星系团Abell 3395 South核心区域的热气体视线整体速度和湍流速度，发现低湍流和高整体速度共存，表明该子团尚未达到动力学松弛状态。
2026-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly Histories and Observational Properties of Simulated Early-type Galaxies
我们表明，大规模的模拟星系组装在两个阶段，与最初的增长占主导地位的紧凑的原位恒星形成，而后期的增长主要是由吸积的老恒星形成的亚基以外的主星系。我们还表明：1）引力反馈强烈抑制了大质量星系中的晚期恒星形成，这有助于观察到的星系颜色双峰性; 2）观察到的星系缩小可以在两相模型中自然地解释; 3）大质量星系的组装历史的细节与它们观察到的运动学性质直接相关。
2012-10-24 astro-ph.CO
Multi-wavelength mock observations of the WHIM in a simulated galaxy cluster
在局域宇宙中，大约有一半的预期重子预算是“失踪”的。流体动力学模拟表明，大多数失踪的重子位于一个适度过密，温暖的星系际介质（WHIM），这是很难被检测到的大多数波长。在本文中，我们探讨了多波长的综合观测的一个巨大的星系团发展的一个完整的欧拉-AMR宇宙学模拟。一种新的数值程序应用于输出的模拟，这是后处理的完整的辐射转移代码，允许计算的强度在任何频率沿零测地线的光子的变化。我们比较了从整个星系间介质（IGM）和WHIM组件（定义为气体的温度范围内$10^5-10^7$ K）在三个观测波段与热X射线，热和运动学Sunyaev-Zel'dovich效应，和无线电发射的发射。通过这一程序制作的合成图可直接与现有的观测图进行比较，并可用作今后利用即将推出的仪器进行观测的指南。与高分辨率星系团相关的不同排放的分析与先前对两种气体成分的模拟和观测估计大致一致。
2018-02-26 astro-ph.CO
Magnetic field amplification by shocks in galaxy clusters: application to radio relics
合并激波在团内介质（ICM）中引起湍流，在某些情况下，将电子加速到相对论速度，形成所谓的射电遗迹。遗迹大多发现在星系团的外围，似乎有微高斯级别的磁场。在这里，我们调查这些磁场的可能来源。激波本身产生的湍流不能解释这些场的大小。然而，我们认为，如果在ICM上游的合并激波的湍流压力支持的订单的10%至30%的总压力的几倍100千秒差距的尺度，然后涡产生的压缩和斜压效应的冲击间断可以导致足够的放大的磁场。压缩放大比发电机湍流放大更容易解释射电辐射的大偏振。最后，所示的ICM的结块有一个可以忽略不计的影响磁场放大。
2012-04-11 astro-ph.CO
Turbulence in the ICM from mergers, cool-core sloshing and jets: results from a new multi-scale filtering approach
我们设计了一个简单的多尺度方法，识别湍流运动的流体动力学网格模拟。该方法不采用先验相干尺度来区分层流和湍流。取而代之的是，每个单元周围的局部平均速度场重建与多尺度滤波技术，产生的最大尺度的湍流涡旋的迭代。该方法具有鲁棒性强、速度快、适用范围广等特点。我们在这里提出的应用这项技术的研究空间和光谱性质的湍流内星系团介质，测量湍流扩散和各向异性的湍流速度场的各种驱动机制：a）吸积物质在星系团（用ENZO模拟）; b）冷核周围的晃动（用FLASH模拟）; c）活动星系核的喷流（用FLASH模拟）。在星系团中，物质吸积驱动的湍流速度在内部区域（在星系团维里半径内）主要是切向的，而在靠近维里半径的区域是各向同性的。冷核晃动激发的湍流也是如此，而活动星系核流出的喷流在音速点附近和更远的地方主要驱动径向湍流运动。湍流导致团簇内介质的扩散率在=10^29-10^30 cm ^2/s的范围内。平均而言，在集群内介质中的湍流驱动的能量占主导地位的机制是由集群演化过程中的物质吸积和主要合并。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
Characterizing simulated galaxy stellar mass histories
宇宙学的星系形成模拟现在可以产生丰富多样的星系历史集合。这些模拟的星系历史，加在一起，为“星系是如何形成的”这个问题提供了答案。“用于构建它们的模型。我们这样的星系历史合奏的特点，了解他们的属性，并确定一个给定的星系形成模型或不同的星系形成模型和模拟之间的历史比较点。我们主要集中在恒星质量历史的星系具有相同的最终恒星质量，为6个最终恒星质量值和三个不同的模拟星系形成模型（半解析模型建立在暗物质千年模拟和两个模型从流体动力学OverWhelmingly大模拟项目）。使用主成分分析（PCA）的平均恒星质量的历史，我们发现，一个波动占主导地位的所有集的历史，我们认为，虽然它的形状和贡献可以在样本之间变化。我们将PCA表征与几个$z=0$星系属性（与调查观测值连接），并将其与其他一些星系历史属性进行比较。然后，我们探索分离星系恒星质量的历史到类，使用最大的PCA贡献，k均值聚类，和简单的高斯混合模型。对于三组分模型，这些不同的方法往往给出相似的结果。这些历史分类方法提供了一个简洁和快速的方式来表征变化的全部合奏的历史模拟人口的物理假设是不同的，比较不同的模拟人口的历史彼此，并评估模拟历史的关系，固定时间的观察。
2014-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A multifiltering study of turbulence in a large sample of simulated galaxy clusters
我们提出了一个大的N体/SPH流体动力学集群模拟的结果，旨在研究统计特性的ICM湍流。数值流体动力学方案采用SPH公式，其中梯度误差通过使用积分方法大大减少。我们考虑绝热和辐射模拟。根据团簇的动力学状态或气体物理模型构造团簇子样本，通过对团簇速度应用不同的多尺度滤波方法提取小尺度湍流速度。无辐射弛豫团簇的速度功率谱大多呈螺线管形，比Kolgomorov更陡。冷却运行的特点是浅得多的光谱，我们解释为在小尺度的湍流注入由于紧凑的冷气体核心与ICM的相互作用的功能。在星系团湍流的特点是多注入尺度，与小规模的驱动源的作用，除了大规模的注入机制。松弛团簇的冷却运行表现出拟能分布，在半径超过20年的幂律行为，和一个质子-热能比~ 1%。根据Hitomi的观测，在高度松弛的星系团的核心，我们发现低水平的气体运动。此外，在r / r_{200} <~ 0.1的范围内，晃动振荡周期的估算的团簇径向轮廓呈现出满足Fr ~ 0.1的相关弗劳德数。我们的研究结果表明，在集群核心ICM湍流接近分层各向异性制度，弱搅拌运动为主的重力浮力和强烈抑制沿径向方向。我们的结论是，湍流加热不能被认为是集团核心的主要热源。
2019-02-19 astro-ph.CO
Investigating the turbulent hot gas in X-COP galaxy clusters
本研究提出一种基于模拟推断的贝叶斯方法，通过分析X-COP星系团样本的X射线表面亮度涨落约束湍流功率谱，发现密度涨落归一化与多种形态参数相关，谱指数符合Kolmogorov级联，并据此推导了非热压力剖面。
2023-03-27 astro-ph.CO
Simulating Supersonic Turbulence in Galaxy Outflows
我们提出了三维的，自适应网格模拟的矮星系流出的超音速湍流驱动。在这里，我们开发了一个亚网格模型，不仅跟踪热和体积的气体速度，而且其湍流速度和长度尺度。这使我们能够将超新星的能量直接存入超音速湍流中，这种湍流的尺度比粒子平均自由程大得多，但比解析的大尺度流动小得多。与以前的方法不同，我们能够模拟一个以NGC 1569为模型的恒星爆发星系，在整个模拟过程中具有真实的辐射冷却。单个OB关联周围的热扩散气体袋扫过由于冷却不稳定而持续很长时间的厚壳材料。高压、稀薄区域的重叠导致了一个集体的中心外流，通过湍流混合吞噬外部气体，而不是将其聚集成一个薄而不稳定的壳层，从而逃离星系。超音速的湍流气体自然会避开湍流衰减快、冷却时间短的稠密区域，这进一步增强了整个星系的密度对比-导致了NGC 1569和其他流出的恒星爆发中观察到的复杂、混乱的气泡、环和细丝分布。
2010-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse radio emission from merger shocks in simulated galaxy clusters
本文通过分析The Three Hundred Project的星系团并合流体动力学模拟，在扩散激波加速框架下研究了并合激波的演化、多样性及其产生的射电遗迹弥漫发射。
2024-03-26 astro-ph.CO
Turbulence and cooling in galaxy cluster cores
我们研究了冷星系团核心的理想化模型中湍流加热、混合和辐射冷却之间的相互作用。活动星系核（AGN）喷流预计会驱动湍流和加热星系团核心。团内介质的冷却和活动星系核喷流的搅动是紧密耦合的反馈回路。我们通过平衡辐射冷却和湍流加热来施加反馈回路。除了加热等离子体，湍流也会混合等离子体，抑制小尺度冷气体的形成。在这方面，湍流的影响类似于热传导。对于热平衡（湍流加热平衡辐射冷却）的均匀等离子体，只有当冷却时间短于混合时间时，冷气体才会冷凝。这个条件要求湍流动能是等离子体内能的$\gtrsim$;在冷核中如此高的速度被观测排除了。与现实的磁场和热传导的结果是定性相似的流体动力学模拟。由于{ \em混合}与热的ICM，冷堆芯的失控冷却被阻止，模拟表明即使有亚音速湍流，冷气体也与观测结果一致。因此，湍流混合可能是活动星系核喷流加热星系团核心的机制。在湍流模拟中观察到的热不稳定性增长率与团簇核心冷气体的局部热不稳定性解释是一致的。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards convergence of turbulent dynamo amplification in cosmological simulations of galaxies
我们对磁场在现今星系中达到其观测强度的过程的理解仍然不完整。其中一个被提倡的解决方案是湍流发电机机制，其将弱磁场种子快速放大到${\sim}μ$ G的量级。然而，模拟湍流发电机是一个非常具有挑战性的计算任务，由于苛刻的空间尺度和所需的数值方法的复杂性。特别是，湍流速度和磁场是非常敏感的模拟域的空间离散化。为了探索在宇宙学模拟中，精化方案如何影响星系湍流和磁场放大，我们比较了两种精化策略。传统的准拉格朗日自适应网格细化方法集中在密集区域的空间分辨率，和一个新的细化方法，解决了整个星系的高分辨率准均匀网格。我们的新的细化策略产生更快的磁能放大比准拉格朗日方法，这也是显着大于绝热压缩的估计，表明额外的放大是通过拉伸的磁场线。此外，与我们的新的改进的磁能增长因子尺度与分辨率以下$\propto \Dres^{-1/2}$，在更好地与小尺度湍流箱模拟。最后，我们发现的证据表明，在我们模拟的星系中的大多数磁放大发生在温暖的阶段，其星际介质，这有一个更好的发展湍流场与我们的新的细化策略。
2022-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seed magnetic fields in turbulent small-scale dynamos
星系和星系团中的磁场被湍流发电机从非常弱的种子值放大到观测到的$μ{\rm G}$强度。种子磁场可以是原始的或天体物理的起源。在星系或星系团尺度上，种子场的强度和结构可能会有很大的不同，这取决于种子场的产生机制。种子场首先遇到小尺度发电机，因此我们研究了种子场的强度和结构对小尺度发电机作用的影响。利用数值模拟驱动湍流和考虑三种不同的种子场配置：1）均匀场，2）随机场的幂律谱，3）随机场的抛物线谱，我们表明，的强度和统计特性的发电机产生的磁场是独立的种子场的细节。我们证明，即使当小规模的发电机是不活跃的，小规模的磁场可以产生和放大线性由于大规模的领域的纠缠。在小尺度发电机作用的存在下，我们发现，任何记忆的种子场的非线性小尺度发电机产生的磁场丢失，因此，它是不可能追溯到种子场的信息从演化的磁场在湍流介质。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting turbulent velocities and magnetic fields in galaxy cluster simulations with active galactic nuclei jets
对星系团中热气体速度场的研究有助于揭示小尺度上的微观物理细节和活动星系核反馈的本质。同样地，法拉第旋转测量（RM）追踪的磁场也揭示了它们对气体动力学以及宇宙射线产生和传输的影响。通过对孤立的英仙座星系团中活动星系核喷流膨胀叶的产生、演化和破裂过程的非辐射磁流体动力学模拟，研究了大尺度气体运动学和磁场之间的内在联系。特别是，我们连接集群速度测量与模拟RM地图，以突出其潜在的物理连接，这开辟了在两个不同的观测湍流水平进行比较的可能性。对于单射流爆发，我们发现只有一个局部的速度场的影响，即相关的速度色散的增加是不是体积填充。此外，在具有预先存在的湍流的设置中，这种速度分散的增加在很大程度上被隐藏。我们使用模拟X射线观测表明，在弧分分辨率，速度色散，因此占主导地位的现有的大规模湍流，只有最低限度地改变了射流的存在。中心气体的速度结构上升的recently上升的叶，我们发现快速，相干流出低速色散。我们的研究结果强调，投影速度分布显示复杂的结构，这对观测的解释构成了挑战。
2020-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the relation between turbulent velocity and density fluctuations in the stratified intracluster medium
团内介质（ICM）的动力学过程受到星系团合并、吸积和活动星系核反馈等过程驱动的湍流的影响。X射线表面亮度波动已经被用来限制星系团中的湍流。在这里，我们使用模拟进一步研究气体密度和湍流速度波动之间的关系，重点是ICM的分层的效果。在这项工作中，我们通过分析一个用宇宙学程序ENZO模拟的星系团样本来研究由分级吸积驱动的湍流。我们使用固定尺度的滤波方法来分离层流和湍流。在动态扰动的星系团中，我们发现了密度和速度波动的均方根之间的关系，尽管与以前报道的斜率不同。Richardson数是一个参数，代表湍流和浮力之间的比例，我们发现，这个变量有很强的依赖于过滤尺度。然而，我们无法检测到理查森数和对数密度波动之间的任何强关系，最近和更理想化的模拟结果相反。特别是，我们发现一个强大的影响，径向吸积，这似乎是气体波动的主要驱动程序。普遍存在的径向偏差的动态ICM表明，均匀性和各向同性并不总是有效的假设，即使湍流谱遵循柯尔莫哥洛夫的标度。最后，我们发现速度和密度谱的斜率是独立的集群中心半径。
2021-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low injection rate of cosmic-ray protons in the turbulent reacceleration model of radio halos in galaxy clusters
本文研究星系团射电晕的湍流再加速模型，发现包含初级和次级宇宙线电子时，约3 Gyr再加速可解释LOFAR观测，但要求宇宙线质子注入率上限显著低于传统预期，提示现有宇宙线供给或再加速模型需修正。
2024-11-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Turbulent magnetic fields in merging clusters: A case study of Abell 2146
星系团中沿接触间断的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（Kelvin-Helmholtz Instabilities，KHI）被用来约束星系团中磁场的强度，假设当磁场线在冷相和热相之间的界面上悬垂时，它们的磁张力抵抗扰动的增长。这已经在模拟刚性物体穿过磁化介质和晃动的星系团中观察到，然后应用于解释合并冷锋的观测。使用一套MHD模拟的二进制集群合并，我们表明，即使磁场强度强于尚未观察到的（$β= P_{\rm th}/P_B = 50$）显示可见的KHI功能。这是因为我们的初始磁场是纠缠在一起的，在ICM中产生阿尔芬波和相关的速度波动;更强的初始场因此产生更大的波动，因此即使由于磁张力而降低的生长速率也会产生显著的KHI。最终的结果是，更强的初始磁场会产生更剧烈的表面亮度和温度波动，而不是相反。我们表明，这是很难区分的相同的初始大小的湍流扰动的演变。因此，为了使用ICM中KHI的观测结果，通过与理想化模拟进行比较来推断磁场强度，必须很好地理解并（如果可能）仔细控制KHI的扰动。
2022-02-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Advanced Morphological Galaxy Classification: A Comparison of Real and Simulated Galaxies
在星系的形态结构中编码的是与它们的形成和演化历史有关的线索。星系形态统计学的最新进展包括密集度（C）、不对称度（A）和团块度（S）的复杂测量。在这项研究中，这三个参数（CAS）已被应用到一套模拟星系，并与从附近星系的样本推断的观测结果进行比较。模拟涵盖了一系列晚型系统，质量在~ 1 e10 Msun ~ 1 e12 Msun之间，恒星形成密度阈值在0.1 cm^-3 ~ 100 cm^-3之间。我们发现，模拟的星系具有可比的浓度，以他们的真实同行。然而，CAS分析的结果显示，模拟的星系通常更不对称，并且团块值的范围超出了观察到的范围。三个CAS参数和颜色（B-V）之间获得了很强的相关性，与观测到的星系一致。此外，模拟星系的CAS参数和哈勃类型之间有很强的联系，大部分与它们的真实对应物一致。
2011-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity gradients of disc stars for a cosmologically simulated galaxy
我们首次分析了用我们的三维、完全宇宙学的化学动力学星系演化代码GCD+模拟的盘星系盘星的径向丰度梯度。研究了[Fe/H]、[N/O]、[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Si/Fe]随银河系中心半径的变化规律。对于盘中的年轻恒星，[Fe/H]和[N/O]与半径的斜率为负，而[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Si/Fe]与半径的斜率为正。通过分析不同半径下的恒星形成率（SFR），我们发现模拟的圆盘在外部区域包含更大比例的年轻恒星，而老恒星往往集中在圆盘的内部。这可以解释正的[α/Fe]梯度以及负的[N/O]梯度与半径。这种径向的趋势是一个自然的结果，由内而外形成的光盘，无论其大小，因此可以解释最近观察到的积极的[α/Fe]梯度在银河系盘疏散星团。
2011-03-31 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
The full iron budget in simulated galaxy clusters: The chemistry between gas and stars
本研究基于Magneticum模拟分析448个星系团的气体与恒星铁预算，发现模拟中最大质量系统的铁分配较观测低近一个数量级，主因是恒星质量和恒星铁含量过高。
2025-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Cluster Merger Catalog: An Online Repository of Mock Observations from Simulated Galaxy Cluster Mergers
我们提出了“星系团合并目录。“这个目录提供了一套广泛的模拟观测和相关数据的N体和流体动力学模拟的星系团合并和集群从宇宙学模拟。这些模拟观测包括在几个不同的波段以及沿着不同的视线通过每个模拟域的一些重要的可观测量的投影。该目录的Web界面包括易于浏览的历元和投影方向图像，以及原始数据的下载链接和用于交互式数据探索的JS9界面。数据以一致的格式呈现，因此模拟之间的比较是直接的。所有数据产品都以标准FITS文件格式提供。数据储存在yt Hub（http：//www.example.com）上，可利用yt笔记本服务器进行远程访问和分析。hub.yt未来版本的星表将包括一些研究小组的模拟和与星系团相互作用及其成员星系相互作用研究有关的各种研究课题。目录位于http://gcmc.hub.yt。
2017-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Precision cosmology with baryons: non-radiative hydrodynamics of galaxy groups
重子对物质功率谱的影响可能会对未来的星系调查产生可观察到的影响，如欧几里得或LSST。作为迈向完全预测理论的第一步，我们研究了非辐射流体动力学对星系群大小的晕结构的影响，这对弱透镜功率谱的贡献最大。我们进行高分辨率（超过一百万个粒子每晕和一千秒差距的分辨率）的非辐射流体动力学放大模拟的样本16晕，比较流行的分析模型的配置文件。我们发现，总的质量配置文件是很好地拟合纳瓦罗，弗伦克和怀特模型，与参数略有修改的暗物质唯一的模拟。我们还发现，小松和Seljak流体静力学解决方案提供了一个很好的适合的气体剖面，但显着的偏差，所产生的强大的湍流混合的核心和非热，湍流压力支持在郊区。湍流能量随半径呈浅的线性上升，并与晕形成时间相关。仅使用三个主要的结构晕参数作为变量（总质量，浓度参数和中心气体密度），我们可以预测精度优于20%的个别气体的密度和温度分布。对于与功率谱计算相关的平均总质量分布，我们甚至达到了1%的精度。这些预测的鲁棒性已被测试对分辨率的影响，不同类型的初始条件和流体动力学计划。
2017-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulence in Simulated Local Cluster Analogs: One-to-one comparisons between SLOW and XRISM/Hitomi
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Università degli Studi di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF - Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN, Instituto Nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；ICSC - Italian Research Center on High Performance Computing, Big Data and Quantum Computing（意大利高性能计算、大数据和量子计算研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本研究通过SLOW模拟与XRISM观测的一对一比较，揭示了三个星系团（Coma、Perseus、Virgo）中湍流强度及压力支持的差异，显示模拟结果与观测一致，且湍流压力支持比例较低，表明选择效应的重要性。
2026-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing the non-thermal pressure and hydrostatic bias in galaxy clusters
我们提出了一个模型化的非热压力，$P_{NT}$，我们将其应用到X射线（和Sunayev Zel 'dovich）派生的X-COP星系团的径向配置文件。我们与非热的压力支持的流体静力学的偏见，$b$的量，并推测我们如何可以解释这$P_{NT}$在预期水平的湍流速度和磁场。目前的上限湍流速度在集群内等离子体被用来建立一个分布$\mathcal{N}(<b) - b$，从中我们推断，50%的本地星系团应该有$b < 0.2$（$b<0.33$在80%的人口）。在X-COP样本中，包括放松的大质量附近系统的测量偏差为0.03，在50%的对象和0.17，其中80%。所有这些值都低于普朗克宇宙学框架中观察到的星系团数计数所需的偏差量。
2021-12-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Quenching and morphological evolution due to circumgalactic gas expulsion in a simulated galaxy with a controlled assembly history
我们研究了暗物质晕组装对模拟的$\sim L^\star$星系演化的影响。从一个放大模拟的恒星形成的星系演变的鹰星系形成模型，我们使用的遗传修饰技术来创建一对互补的组装历史：一个在其中的光环组装晚于在未修改的情况下，和一个在其中它组装早。延迟组装导致星系表现出更大的现代恒星形成率比其未经修改的对应，而在加速的情况下，星系淬火在$z\simeq 1$，并成为球状。我们模拟每个组装历史9次，采用不同的种子的随机数发生器所使用的EAGLE的随机子网格实现的恒星形成和反馈。由组装历史差异驱动的系统性变化明显强于由这种随机性引起的随机分散。$\sim L^\star$星系演化对暗物质晕组装的敏感性来自于中心黑洞（BH）和晕的生长历史的紧密耦合，因此早期组装促进了更大质量BH的形成，以及更有效地排出环星系气体。作为对这种驱逐的反应，环银河系介质以较低的密度重新配置，延长其冷却时间，从而抑制了星际介质的补充。我们的研究结果表明，晕组装的历史显着影响$\sim L^\star$中央星系的演化，和环星系气体的驱逐是一个关键步骤，在淬火。
2021-01-06 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
Magneto-Thermal Instability in Galaxy Clusters -- III. The Limit of Adiabatic Stratification
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究绝热（浮力中性）大气中磁热不稳定性（MTI）的饱和机制，通过现象学方法和Boussinesq数值模拟发现，MTI饱和时形成大尺度羽流并被剪切不稳定性破坏，得到饱和湍流动能的新标度律，预测羽流在星系团外围可达近声速。
2026-07-02 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Observing simulated galaxy clusters with PHOX: a novel X-ray photon simulator
我们提出了一种新的，虚拟的X射线天文台，旨在获得综合观测水文数值模拟，命名为PHOX。特别是，我们提供了一个描述的代码构成的光子模拟器和实施的新方法。我们将PHOX应用于模拟的星系团，以证明其能力。事实上，星系团的X射线观测继续为我们提供越来越详细的星系团结构和支配气体成分的基本物理现象的图像，气体成分主导着星系团的重子含量。因此，至关重要的是找到最直接和最可靠的方法，将这些观测数据与目前可能包括各种复杂物理过程的类星团物体的流体动力学模拟进行比较。在这里，我们提出并分析合成朱雀观测两个集群大小的晕处理与PHOX的流体动力学模拟的大规模，类似于他们居住的地区。利用模拟数据，我们测试的结果推断出的X射线分析的模拟观测对潜在的，已知的解决方案。值得注意的是，我们能够恢复的理论温度分布的两个晕的合成光谱的多温度拟合的装置。此外，重建的分布的形状允许我们跟踪不同的热结构，区分两个晕的动态状态。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Galaxy Zoo: Morphological classification of galaxy images from the Illustris simulation
现代宇宙学模拟以更高的空间和时间分辨率对宇宙进行建模。这些增强允许模拟输出和实际观测数据之间的详细比较。最近的项目，如Illustris，能够产生与当地调查所得图像相当的模拟图像。本文测试如何以及插画实现这一目标，在不同的人口星系使用视觉形态来自银河动物园公民科学家。志愿者提供的模拟星系的形态分类进行比较，从SDSS遗产调查的图像的兼容样本的类似数据。本文研究了人类志愿者要求区分模拟和真实星系图像之间的平滑系统的简单形态特征。差异被确定，这可能是由于有限的分辨率的模拟，但这可能是揭示真正的差异在真实和模型宇宙中的星系种群的动态演化。具体来说，恒星质量$M_{\star}\lesssim10^{11}M_{\odot}$，较大比例的插图星系，表现出盘状形态或可见的子结构，相对于他们的SDSS同行。对更高的质量，模拟和观测星系收敛，并表现出相似的形态分布。这种发散行为表明恒星质量阈值证实了最近的作品使用参数测量的形态从Illustris模拟图像。当$M_{\star}\gtrsim10^{11}M_{\odot}$时，Illustris数据集包含的分类器认为具有明确特征的星系较少。这些结果表明，观测到的星系和模拟星系的详细性质之间的比较，即使局限于合理的大质量系统，可能会产生误导。
2018-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Magneto-Thermal Instability In Galaxy Clusters I: Theory and Two-Dimensional Simulations
确定星系团中湍流的起源，并量化其热量传输，是一个突出的问题，对我们理解它们的热力学历史和结构具有重要意义。当团内介质（ICM）的稀等离子体被磁化时，热量和动量优先沿着磁场线传播。这种各向异性触发了一类浮力不稳定性，使ICM不稳定，其湍流运动可以增加或阻碍热传输。我们重点研究了磁热不稳定性（MTI），它可能活跃在星系团的外围。我们的目标是重新审视这个问题，并构建一个通用的理论，解释MTI饱和机制，并提供缩放和估计的湍流动能，磁能和热通量。我们模拟MTI湍流与Boussinesq代码，SNOOPY，这与以前的工作相比，使我们能够执行广泛的采样的参数空间。在两个维度的饱和机制涉及一个逆级联携带动能从短MTI注入尺度到更大的尺度，在那里它被逮捕的稳定熵分层;在一个特征“浮力尺度”，能量被倾倒到大规模的g-模式，随后消散。因此，熵分层对湍流涡旋的大小和强度设置了上限。同时，尽管磁场的几何形状错综复杂，MTI仍传递了相当大一部分热量。在一个配套文件中，这些结果被扩展到三维流，并与真正的集群观测。
2021-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
