Dynamics of low-mass black hole seeds in the BRAHMA simulations using subgrid-dynamical friction: Impact on merger-driven black hole growth in the high redshift Universe
本文在 BRAHMA 高红移宇宙学模拟中引入亚网格动力学摩擦模型，发现其使黑洞并合率较重定位方案降低4–10倍，并合主导早期黑洞增长。
2025-06-10 astro-ph.GA
A thermal-kinetic subgrid model for supernova feedback in simulations of galaxy formation
本文提出结合热与动能通道的超新星反馈亚网格模型，在孤立星系模拟中实现了平滑恒星形成历史、真实星系风及良好数值收敛。
2023-05-27 astro-ph.GA
Learning the Universe with PRFM-vol: Introducing a new subgrid model for star formation in cosmological simulations
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
提出PRFM-vol亚网格模型，基于压力调节反馈调制理论，通过修改有效状态方程计算恒星形成率，在孤立星系和宇宙学模拟中验证，显著影响星系形态和恒星尺度高度。
2026-10-14 astro-ph.GA
Black hole feeding and feedback: the physics inside the "subgrid"
黑洞被认为是星系形成的关键因素。然而，银河系-BH的相互作用是具有挑战性的研究，由于大的动力学范围和复杂的物理参与。因此，流体动力学宇宙学模拟通常采用亚网格模型来跟踪未解决的物理过程，特别是BH吸积;通常BH主导流体动力学过程的空间尺度（邦迪半径）是未解决的，近似的邦迪-霍伊尔吸积率被用来估计BH的增长。通过比较流体动力学模拟在不同的分辨率（300，30，3 pc）使用Bondi-Hoyle近似子秒差距运行与非参数化吸积，我们的目的是探索如何近似Bondi吸积是能够捕获BH吸积物理和随后的反馈星系。我们分析了一个孤立的星系模拟，包括冷却，恒星形成，Ia型和II型超新星，BH吸积和AGN反馈（辐射压，康普顿加热/冷却）的质量，动量和能量通过锥形风沉积在星际介质。我们发现，平均而言，近似的邦迪形式主义可能会导致过高和过低估计的BH增长，这取决于分辨率和如何进入邦迪-霍伊尔形式主义的变量计算。
2017-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Spin-down of the Nearby Isolated Neutron Star RX J2143.0+0654
对附近孤立中子星（INS）的磁场估计有助于限制中子星的星族特征和它们特有的X射线谱的性质。从RX J2143.0+0654的一系列XMM-牛顿观测中，我们测量到-4.6e-16 +/- 2.0e-16 Hz/s的自旋下降速率。虽然这不允许对偶极子磁场强度进行确定性测量，但排除了> 1 e14 G的场，例如从0.75 keV处的光谱吸收特征推断出的场。相反，该领域是最有可能的2 e13 G左右，非常相似的其他INS。我们不仅认为，这种相似性最有可能反映了磁场衰减对这个人口的影响，但也讨论了一个更投机的可能性，它的结果从特殊的条件下的中子星表面。我们没有发现光谱变异性高于~2%水平的证据。我们确认存在的0.75千电子伏的功能发现较早，并找到一个额外的吸收功能在0.4千电子伏的初步证据。
2009-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the Spin-down of the Nearby Isolated Neutron Star RX J0806.4-4123, and Implications for the Population of Nearby Neutron Stars
附近孤立的中子星是一组七颗旋转相对缓慢的中子星，它们显示出热X射线谱，大多数具有广泛的吸收特征。它们很有趣，因为它们可以让人们通过模拟它们的光谱来确定基本的中子星性质，并且因为它们似乎是整个中子星人口的很大一部分。在这里，我们描述了一系列的XMM-牛顿观测附近孤立的中子星RX J0806.4-4123，作为更大的程序的计时研究的一部分。由此，我们将自旋下降速率限制为dnu/dt=（-4.3+/-2.3）*10^{-16} Hz/s。这限制了偶极磁场在2sigma处为<3.7e13 G，显著小于在0.45 keV处发现的X射线吸收的简单模型所暗示的1 e14 G的场。我们确认，光谱是热的和稳定的（在百分之几），但发现0.45千电子伏的吸收功能是更广泛和更复杂的比以前认为的。考虑到孤立的中子星的人口，我们发现，磁场衰减从初始字段的3e 14 G帐户最自然的时间和光谱特性，无论是定性和背景下的场衰变的庞子和合作者。
2009-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the Dust Opacity Law in Three Small and Isolated Molecular Clouds
来自热尘埃连续排放的孤立核的密度分布依赖于尘埃特性的模型，如质量不透明度，这是约束不足。通过近红外消光图的补充措施，我们可以评估常用尘埃模型的可靠性。在这项工作中，我们比较赫歇尔导出的地图的光学深度与等效地图来自CFHT WIRCAM近红外观测三个孤立的核心：CB68，L429，和L1552。我们评估了四种模型提供的尘埃不透明度：OH1a，OH5a，Orm1和Orm4。虽然三个来源之间模型的一致性不同，但结果表明，核心封套中灰尘的光学性质最好由硅酸盐和裸露的石墨颗粒（例如，Orm1）或具有一些凝结物和薄或没有冰幔的碳质颗粒（例如，OH 5a）。然而，没有一个模型单独为每个源产生最一致的光学深度图。结果表明，无论是在核心的灰尘是没有很好地描述任何一个灰尘属性模型，灰尘模型的应用程序不能扩展到核心的中心以外，或更复杂的SED拟合功能是必要的。
2017-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pressure-regulated feedback-modulated star formation as a subgrid model for galaxy formation simulations
Princeton University（普林斯顿大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼学会）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）
提出基于压力调控反馈调制（PRFM）理论的子网格模型，将局部恒星形成率与引力及反馈的动态平衡关联，通过TIGRESS模拟校准效率与状态方程，在Arepo中实现体积和积分两种版本，跨分辨率测试显示比IllustrisTNG更短的耗气时间，为宇宙学模拟提供物理基础。
2026-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the dark matter halo mass of isolated low-surface-brightness galaxies
最近在低表面亮度物体成像方面的进展揭示了本地宇宙中的许多超扩散星系。这些奇特的天体异常地延伸和暗淡：它们的有效半径与银河系相当，但它们的表面亮度低于矮星系。它们模棱两可的性质激发了两种潜在的形成场景：“失败”的银河系和矮星系场景。在本文中，我们首次利用X射线观测来测试孤立的低表面亮度星系样本的这些形成场景。由于热气体的X射线光度与暗物质晕质量相关，“失败”的银河系类型的星系，居住在大质量的暗物质晕，预计有显着更高的X射线光度比矮星系，居住在低质量的暗物质晕。我们执行X射线测光的一个子集的低表面亮度星系中确定的超Suprime-Cam斯巴鲁调查，利用XMM-牛顿XXL北调查。我们发现，没有一个星系显示出显着的X射线发射。通过共同添加单个星系的信号，堆叠的星系仍然未被检测到，我们设置了一个平均孤立的低表面亮度星系的X射线光度上限为${L_{\rm{0.3-1.2keV}}\leq6.2 \times 10^{37} (d/65 \rm{Mpc})^2 \ \rm{erg \ s^{-1}}}$。这个上限比在一个有大质量暗物质晕的星系中预期的要低40倍左右，这意味着大多数孤立的低表面亮度星系都存在于矮星大小的暗物质晕中。
2019-06-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the population of isolated massive stars within the Central Molecular Zone
许多星系都有明显的环核星暴，由下落的气体提供燃料。这种活动预计将推动核心的长期演化并产生超级风，而强烈的辐射场和极端的气体和宇宙射线密度可能会改变相对于更安静的银河系区域的恒星形成结果。银河系的中心是这种现象的唯一例子，凭借其接近性，可以分辨出单个恒星。以前的研究表明，它拥有丰富的大质量恒星;这些恒星位于三个星团内，另外一个特遣队分散在中央分子区（CMZ）。我们采用VLT+KMOS获得后一个队列的均匀，高S/N光谱，用于分类和定量分析。包括之前确定的例子在内，我们在银河系中心总共发现了83颗孤立的大质量恒星，这些恒星偏向于支持强大星风和/或广泛的星周包层的物体。没有进一步的星团，或其潮汐剥离的残余物，被确定，虽然一个明显的恒星过密度被发现与Sgr B1恒星形成区一致。CMZ内的孤立大质量恒星群在大小上与已知的星团相当，但由于观测偏差，此时可能非常不完整。结合这两个群体产生超过320颗光谱分类的恒星，预计将在未来2000万年内经历核心坍缩。考虑到这可能是对真实数量的低估，与CMZ相关的大质量恒星的数量在银河系内的恒星形成复合体中似乎是前所未有的，人们可以预期它们在核区域的能量和演化中发挥着重要作用。
2021-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-eddy simulations of isolated disc galaxies with thermal and turbulent feedback
我们提出了一个亚网格尺度模型的多相星际介质，恒星形成，和湍流（MIST），并探讨其行为的孤立盘星系的高分辨率大涡模拟。MIST遵循体积元内气体的冷的聚集和热的扩散分量的演化，其通过各种冷却、加热和混合过程交换质量和能量。恒星形成率是根据冷相气体的状态动态计算的。MIST的一个重要特征是处理两个阶段中未解决的湍流及其与恒星形成和超新星反馈的相互作用。这使得MIST成为星系模拟中特别适合星际介质的模型。我们进行了一套模拟不同的基本参数，我们的反馈实现。模拟结果再现了银河系恒星形成的一些观测特性，如平均恒星形成效率约为1%，恒星形成区典型的速度色散约为10 km/s，以及恒星形成柱密度与致密分子气体之间几乎呈线性关系。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies that Shine: radiation-hydrodynamical simulations of disk galaxies
辐射反馈通常是利用亚网格方法在星系的流体动力学模拟中实现的。到目前为止，使用辐射流体动力学（RHD）进行的工作很少，并且对于辐射反馈在星系演化中的重要性没有达成共识。我们提出了RHD模拟孤立的星系盘的不同质量的分辨率为18 pc。除了考虑超新星反馈，我们的模拟是第一个星系尺度的模拟，包括RHD处理的光电离加热和辐射压力，从直接的光学/紫外辐射和多散射，再处理的红外（IR）辐射。光加热使盘平滑和变厚，抑制恒星形成，其程度与超新星反馈（“热转储”）的作用差不多。这些影响随着星系质量的增加而减少，主要是由于阻止了致密云的形成，而不是破坏它们。辐射压力，无论是从直接或红外辐射，影响不大，但红外辐射，我们表明，其影响是有限的，我们无法解决高光学深度的多散射变得重要。虽然人为增加红外光学深度确实减少了恒星的形成，但它是通过平滑气体而不是通过产生更强的外流来实现的。我们的结论是，虽然需要更高分辨率的模拟，并可能也不同的超新星实现，以确认，我们的研究结果表明，辐射反馈是更温和，更有效的比通常假设在次网格处方。
2015-05-27 astro-ph.GA
MACER3D -- an upgrade of MACER2D with enhanced subgrid models and gas physics -- and its application to simulating AGN feedback in a massive elliptical galaxy
本文提出三维流体模拟套件 MACER3D，通过增强亚网格模型和气体物理，研究椭圆星系中 AGN 与超新星联合反馈对恒星形成、金属富集及 X 射线性质的影响，并与二维前身 MACER2D 的结果进行对比。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The AGORA High-Resolution Galaxy Simulations Comparison Project. II: Isolated Disk Test
使用一个孤立的银河系质量星系模拟，我们比较了9个国家的最先进的重力流体动力学代码广泛使用的数值社区的结果。我们利用我们为AGORA高分辨率星系模拟比较项目建立的基础设施。这包括常见的磁盘初始条件，常见的物理模型（例如，辐射冷却和UV背景的标准化包Grackle）和通用分析工具包yt，所有这些都是公开可用的。亚网格物理模型，如牛仔裤压力地板，恒星形成，超新星反馈能量和金属生产是仔细限制跨代码平台。数值精度，解决磁盘尺度高度，我们发现，代码总体上同意彼此在许多方面，包括：气体和恒星的表面密度，旋转曲线，速度色散，密度和温度分布函数，磁盘垂直高度，恒星团块，恒星形成率，和肯尼卡特施密特关系。像速度色散这样的测量是非常稳健的（在所有半径上的一致性在百分之几十以内），而像新形成的恒星团质量函数这样的测量则显示出更显着的变化（差异高达~3倍）。例如，在低密度区域中基于网格和基于粒子的代码之间，以及在密度分布的高密度尾部中更多扩散和更少扩散的方案之间存在系统差异。然而，内在的代码差异通常是小的变化相比，在数值实现的共同亚网格物理，如超新星反馈。我们的实验保证，如果充分设计，按照我们提出的共同参数，现代高分辨率星系形成模拟的结果是更敏感的输入物理比内在的差异数值方案。
2018-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Percent-level constraints on baryonic feedback with spectral distortion measurements
高显着性的测量热Sunyaev-Zel'dovich CMB光谱失真有可能严格限制不了解重子反馈过程。天空平均康普顿-y畸变及其相对论修正是对可观测宇宙中电子总热能及其平均温度的度量。我们使用CAMELS套件的流体动力学模拟，探索可能的约束参数描述的次网格实现的反馈，从活动星系核和超新星，假设一个PIXIE样的测量。小型25 Mpc/h CAMELS箱由于显着的宇宙变化而面临挑战。我们利用机器学习来构建插值器，通过噪声的模拟数据。使用晕模型，我们将模拟晕质量函数转化为校正因子，以减少宇宙方差。我们的结果依赖于亚网格模型。在IllustrisTNG的情况下，我们发现，最佳确定的参数组合可以测量到~2%，对应于活动星系核和SN反馈的产品。在SIMBA的情况下，最严格的约束是活动星系核和SN反馈之间的比率约为0.2%。第二正交参数组合可以测量到~ 8%。我们的结果表明，显着的约束力的测量晚时间频谱失真的单极子重子反馈模型。
2022-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
An observational testbed for cosmological zoom-in simulations: constraining stellar migration in the solar cylinder using asteroseismology
大规模的恒星调查，加上最近在银河系质量星系形成的磁流体动力学模拟方面的发展，为揭示推动银河系演化的物理过程提供了一个无与伦比的机会。我们开发了一个框架，以无偏的方式比较各种参数与其相应的模拟预测，同时考虑到恒星调查的选择功能。我们将这个框架应用于7000多颗恒星的样本，其中包含可用的小行星地震、光谱和天体测量数据，以及御夫座项目的6个模拟。我们发现，一些模拟能够产生丰富的二分法在$[{\rm Fe}/{\rm H}]-[α/{\rm Fe}]$平面看起来定性相似的观测。它们的速度分布的峰值与观测数据相当吻合，但它们预测的分布和垂直速度弥散的尾部更热的运动学。假设我们的模拟样本是代表银河系类星系，我们把2.21和3.70千秒差距的径向迁移的年轻（$< 4$陀螺仪）和老年（$\in [4, 8]$陀螺仪）恒星星族在太阳圆柱体。作为年龄的函数的观测和模拟的金属丰度分散之间的比较进一步限制迁移到约1.97和2.91千秒差距的年轻人和老年人。这些结果证明了我们的技术将数值模拟与高维数据集进行比较的能力，并为使用更广泛的TESS星震数据以及未来几代模拟来约束湍流，恒星形成和反馈过程的子网格模型铺平了道路。
2021-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Capturing Turbulence with Numerical Dissipation: a Simple Dynamical Model for Unresolved Turbulence in Hydrodynamic Simulations
Center for Astrophysics | Harvard \& Smithsonian, 60 Garden St., Cambridge, MA 02138, USA
针对天体物理流体动力学模拟中未解析湍流的建模需求，提出一种通过追踪数值耗散产生并建模其热衰减的简单方法，经测试能定量再现高分辨率湍流特征，性能可比复杂模型且易于实现。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Set them free: extending RAMCOAL to model massive black hole triplets in hydrodynamical simulations of galaxies
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Institut d’astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心，索邦大学）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）
研究将 RAMCOAL 框架扩展到流体动力学星系模拟中直接追踪亚网格超大质量黑洞三体系统。核心方法是按阶段模拟黑洞演化，主要贡献是实现端到端预测三体驱动黑洞合并及关联合并目录与星系。
2026-11-09 astro-ph.GA
Radial properties of dust in galaxies: Comparison between observations and isolated galaxy simulations
本研究通过多波段观测拟合近邻星系尘埃特性，结合GADGET4-OSAKA模拟对比发现，模拟可重现尘埃质量径向分布但高估小大颗粒丰度比，且仅极低金属丰度环境能约束尘埃吸积时标。
2024-10-30 astro-ph.GA
An isolated early-type dwarf galaxy that ran away from the group environment
本文发现了一个距离宿主星系群约1 Mpc的孤立quiescent早型矮星系dE01+09，推测其是被NGC 524群ejected后在field中演化的，为研究环境过程对矮星系quenching的影响提供了独特视角。
2025-08-28 astro-ph.GA
Columba: isolated dwarf galaxy populations in diverse cosmological environments simulated with a cold interstellar medium
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Durham（杜伦大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；University of Vienna（维也纳大学）；Leiden University（莱顿大学）
通过高分辨率宇宙学模拟，研究宇宙环境对矮星系形成的影响，发现环境主要影响质量函数归一化，而暗物质晕浓度对恒星-晕质量关系和星系形成时间有更关键作用。
2026-06-26 astro-ph.GA
Directly constraining the spatial coherence of the $z\sim1$ circumgalactic medium
本研究利用巨引力弧的分辨光谱，通过91条视线的Mg II吸收线数据，首次高精度测得红移$z\sim1$星系周介质冷气体的空间相干尺度为1.4-7.8千秒差距，为星系演化理论模型提供了关键观测约束。
2023-10-20 astro-ph.GA
Emission line tracers of galactic outflows driven by stellar feedback in simulations of isolated disk galaxies
本研究利用FIRE-2模拟和CHIMES合成光谱，评估了不同发射线示踪物对星系外流性质的测量可靠性，发现电子密度估计和CO-H2转换因子是主要误差来源，且分子气体难以在远距离外流中存续。
2025-09-25 astro-ph.GA
Impact of radiation feedback on the assembly of star clusters in galactic context
大质量星团在各种星系光度和类型中被观测到，并被认为是在稠密的富含气体的环境中形成的。利用秒差距分辨率的流体动力学模拟一个孤立的富含气体的低质量星系，我们在这里讨论的非线性效应的恒星反馈的性质的星团的核心集群的祖细胞为重点。我们的模拟显示了两类星团：一类是反馈排出与其形成地点相关的气体残留物的星团，另一类是在一个更密集的环境中，反馈无法完全清除气体的星团。我们证实，辐射反馈（光电离和辐射压力）在破坏致密气体结构，改变或淬灭随后的团簇形成方面起着比II型超新星更重要的作用。它还通过增加气体成分的内能到辐射压力克服团簇重力的程度来干扰团簇质量的增长。我们讨论了这些影响可能取决于当地的星际介质的属性，也对亚网格配方的细节，这可能会影响可用的集群气体水库，潜在的核集群祖先的演变，和整体星系形态。
2018-04-03 astro-ph.GA
Examining partial ergodicity as a predictor of star formation departures from the galactic main sequence in isolated galaxies
本研究通过观测启发的孤立星系模拟，检验部分遍历性作为恒星形成偏离主序的预测因子，发现完全遍历性被排除，但存在部分遍历性证据，平均最大偏差0.20 dex，首次在天文中应用该概念。
2024-07-17 astro-ph.GA
Black hole growth and AGN feedback under clumpy accretion
对孤立星系中超大质量黑洞的高分辨率模拟表明，黑洞与宿主内部大质量致密云之间的相互作用导致了短暂（约1000万年）的快速吸积。这种云的吸积可能是高z星系中黑洞增长的主要来源，但在宇宙学模拟中仍然没有解决。使用高分辨率孤立星系模拟校准的随机次网格模型，我们调查的影响，黑洞吸积率的变化对黑洞的增长和宿主星系的演化。我们发现这种星团吸积能更有效地促进高红移黑洞的生长。这种增加的质量允许更快的吸积，即使在没有高密度团块的情况下，复合效应并导致整体黑洞增长更快。这种增加的增长使黑洞能够有效地从星系中心区域疏散气体，驱动高达约2500公里/秒的强风，产生比平滑吸积情况强约10倍的外流，抑制气体流入宿主星系，并抑制星系内的恒星形成多达两倍。这表明，在黑洞和它们的宿主之间的共同进化中，适当地纳入可变性是一个关键因素。
2017-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
ArkenstoneBH. A model for high-specific energy black hole feedback in cosmological simulations
Columbia University（哥伦比亚大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；New York University（纽约大学）；Oberlin College（欧柏林学院）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）；EPFL（洛桑联邦理工学院）
该研究提出Arkenstone BH模型，扩展Arkenstone框架用于宇宙学模拟中高比能黑洞反馈建模，在孤立星系模拟中验证其可抑制恒星形成，属于“认识宇宙”合作项目。
2026-05-04 astro-ph.GA
Joint Gas and Stellar Dynamical Models of WLM: An isolated dwarf galaxy within a cored, prolate DM halo
我们提出了多示踪动力学模型的低质量（$M_{*} \sim 10^{7}$），孤立的矮不规则星系WLM，以同时限制内斜率的暗物质（DM）晕密度分布（$γ$）和平坦化（$q_\mathrm{DM}$），和恒星轨道各向异性（$β_{z}, β_{r}$）。对于第一次，我们展示了如何共同约束的质量分布HI气体旋转曲线和离散恒星运动学求解金斯方程导致$\sim2$减少$γ$的不确定性的一个因素。质量各向异性简并也被部分打破，导致$\sim 30\%$对$M_\mathrm{vir}$（和$\sim 70\%$在半光半径）和$\sim 25\%$对各向异性的不确定性降低。我们的推断值$γ= 0.3 \pm 0.1$是强大的晕几何形状，并在良好的协议与恒星反馈驱动DM核心创建的预测。推导出的DM晕与$q_\mathrm{DM} = 2 \pm 1$的长轴几何是一致的矮星系晕的$Λ$ CDM模拟。虽然具有$σ/m_{X} \sim 0.6$的自交互DM（SIDM）模型可以重现该核心DM配置文件，但交互事件可能使光环球形化。因此，同时核心和长形DM晕可能是一个挑战SIDM。最后，我们发现WLM（$β_{r}$）中恒星各向异性的径向分布遵循与经典dSphs，Fornax和Sculptor几乎相同的切向各向异性增加的趋势。鉴于WLM的轨道历史，这一结果可能会引起疑问，这种各向异性是否是潮汐剥离的结果，…
2021-04-09 astro-ph.GA
Applying a star formation model calibrated on high-resolution interstellar medium simulations to cosmological simulations of galaxy formation
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马普天体物理研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；New York University（纽约大学）；Cornell University（康奈尔大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平坦研究所）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文基于TIGRESS模拟的PRFM概念构建仅用局部量的亚网格恒星形成模型，并与Springel-Hernquist及TNG方案对比，发现较软EOS使盘星系更薄但低红移恒星总质量几乎不变。
2025-02-18 astro-ph.GA
Dancing in the Dark: Uncertainty in ultra-faint dwarf galaxy predictions from cosmological simulations
超暗矮星系（UFD）的存在突出了将我们对星系的理论理解推向极低质量的必要性。我们通过两次运行矮星系的完全宇宙学模拟来研究UFD的形成，但不同的恒星形成。一次运行使用恒星形成的温度-密度阈值，而另一次运行使用基于H $_{2}$的子网格恒星形成模型。两次运行之间形成的矮星系总数相差2倍，但其中大多数是卫星星系，导致更大质量、孤立的矮星系周围发光的UFD伴星数量相差5倍。第一次运行产生了47%的机会发现一个卫星周围的M $_{halo}$ $\sim 10^{10}$ M $_{\odot}$主机，而H $_2$运行预测只有16%的机会。金属丰度是造成这种差异的主要物理参数。随着金属丰度的降低，H $_2$的形成减慢，并转移到更高密度的材料中。因此，我们的H $_2$运行无法在再电离去除气体之前形成许多（通常是任何）恒星。这些结果强调，使用流体动力学模拟的UFD属性的预测，特别是关于矮星系周围的卫星的频率，在低质量的恒星质量函数的斜率，以及超微弱的星系占据最小的晕的属性，是非常敏感的次网格内的模拟中包含的恒星形成的物理。然而，即将发现的超暗矮星将为第一颗恒星形成的物理学提供宝贵的约束力。
2019-02-08 astro-ph.GA
Pisces VII: Discovery of a possible satellite of Messier 33 in the DESI Legacy Imaging Surveys
我们报告了深度成像观测DOLoRes@TNG的三角座星系（M33）的超微弱矮卫星候选人通过目视检查DESI遗产成像调查的公共成像数据发布。双鱼座VII/三角座III距离M33的投影距离为72千秒差距，使用红巨星分支的尖端方法，我们估计距离为D=1.0 + 0.3，-0.2百万秒差距，这意味着该星系可能是一个孤立的超微弱星系，也可能是M33的第二颗已知卫星。如果双鱼座VII/Tri II距离M33，我们估计绝对星等M_V=-6.1+/-0.2，或者如果该星系是孤立的，则亮度为M_V=-6.8+/-0.2。在孤立的距离上，它的物理半光半径为r_h=131+/-61 pc，与银河系周围类似的微弱星系一致。由于红巨星分支的尖端人口稀少，因此不可能精确地确定距离，但如果双鱼座VII/Tri III能够被确认为M33的真正卫星，这将是一个重要的发现。由于之前在M33周围只探测到一颗潜在的卫星（仙女座XXII/Tri I），它缺乏大量的卫星群，这与同样巨大的大麦云云形成了鲜明的对比。如果在M33外围探测到更多的卫星，就可以更好地解释预期和观测之间的差异是由于对星系形成过程的理解不足，还是由于M33卫星群的低光度和表面亮度，迄今为止已经低于以前调查的探测极限。如果它真的是孤立的，它将是迄今为止发现的最暗的已知场矮星。
2021-09-27 astro-ph.GA
The importance of the way in which supernova energy is distributed around young stellar populations in simulations of galaxies
超新星反馈在星系形成的模拟中起着至关重要的作用。由于爆炸波从个人SNe发生在尺度上，在现代宇宙学模拟中仍然没有解决，SN反馈必须实现为一个子网格模型。SN能量耦合到本地星际介质的方式以及防止过度辐射损失的方式的差异导致了不同小组使用的模型的动物园。然而，年轻恒星粒子周围分辨率元素的选择对于SN反馈的重要性在很大程度上被忽视了。在这项工作中，我们研究了各种选择方法使用平滑粒子流体动力学代码SWIFT。我们运行一套孤立的盘星系模拟银河系质量的星系和小宇宙体积，所有的热随机SN反馈模型中使用的EAGLE模拟。我们补充了原来的质量加权的邻居选择一种新的算法，保证SN的能量分布是尽可能接近各向同性。此外，我们考虑的算法，其中的能量注入到最近的，密度最小的，或最密集的邻居。我们发现，不同的邻居选择策略导致恒星形成率，气体密度，风质量加载因子和星系形态的显着变化。各向同性方法比传统的质量加权选择产生更有效的反馈。我们的结论是，反馈能量分布在反馈事件周围的分辨率元素之间的方式与通过几个因子改变能量的量一样重要。
2022-04-22 astro-ph.GA
Entropy-Conserving Scheme for Modeling Nonthermal Energies in Fluid Dynamics Simulations
我们比较了基于能量的和熵守恒的方案，如未解决的湍流和宇宙射线，使用理想化的流体动力学测试和孤立的星系模拟非热能成分建模的性能。虽然这两种方法的目的是模拟平流和绝热压缩或膨胀的不同的能量成分，能量为基础的计划数值求解的非保守方程的能量密度的演变，而熵守恒计划使用保守方程的修改熵。使用标准的激波管和Zel'dovich煎饼测试，我们表明，基于能量的计划的结果在一个虚假的产生非热能的冲击，而熵守恒的方法进化的能量的机械精度。我们还表明，在一个孤立的$L_\star$星系的模拟，切换方案之间的结果在$\approx 20-30\%$的变化的总恒星形成率和形态的显着差异，特别是在星系中心附近。我们还概述和测试了一个简单的方法，可以用来与熵守恒计划的冲击注入非热能建模。最后，我们讨论了如何熵守恒方案可以用来捕捉的动能消散的数值粘性到亚网格湍流能量隐式，没有明确的源项，需要校准，可以是相当不确定的。我们的研究结果表明，熵守恒方案是首选的建模非热能组件，一个结论是同样相关的欧拉和移动网格流体动力学代码。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Populating H$_2$ and CO in galaxy simulation with dust evolution
恒星形成定律有两大理论问题（星系尺度上分子气体表面密度与恒星形成率之间的关系）：（1）在低金属丰度时，恒星形成区中H $_2$的富集并不明显，因为H $_2$的形成率取决于尘埃丰度;和（ii）CO是否真的追踪H $_2$是不确定的，尤其是在低金属丰度下。为了澄清这些问题，我们使用一个孤立的盘星系的流体动力学模拟的空间分辨率为几十秒差距。尘埃丰度和粒度分布的演化与金属富集和星际介质的物理状态一致。我们计算的H $_2$和CO的丰度使用亚网格后处理模型的基础上的尘埃丰度和解离辐射场的模拟计算。我们发现当金属丰度为$\lesssim 0.4$ Z $_\odot$（$t<1$ Gyr）时，H $_2$不是一个很好的恒星形成率的示踪剂，因为H $_2$富集区仅限于致密区.在$Z\gtrsim 0.8$ Z $_\odot$，一个紧密的恒星形成法建立H $_2$和CO.在旧（$t \sim 10$陀螺仪）年龄，我们还发现，采用所谓的MRN粒度分布与适当的灰尘-金属比在整个光盘给出合理的估计H $_2$和CO丰度。对于CO，提高模拟的空间分辨率是重要的，而H $_2$丰度对$Z\gtrsim 0.4$ Z $_\odot$处的亚分辨率结构不敏感。
2017-11-02 astro-ph.GA
The Impact of Star Formation and Feedback Recipes on the Stellar Mass and Interstellar Medium of High-Redshift Galaxies
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理研究所）；University of Oxford（牛津大学）；Lund University（隆德大学）；Yonsei University（延世大学）
研究探讨了高红移星系中恒星形成与反馈机制对恒星质量和星际介质的影响，发现反馈能量预算是关键调控因素，且子网格模型变化对可观察性质有显著影响。
2026-01-30 astro-ph.GA
Dynamical friction and measurements of the splashback radius in galaxy clusters
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Wellesley College（韦尔斯利学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文通过理想化模型控制动力学摩擦，研究其对星系团溅回半径测量的影响，发现动力学摩擦虽能降低溅回半径，但对大质量星系团影响不显著，无法解释模拟与观测间的差异。
2025-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AGORA high-resolution galaxy simulations comparison project: Public data release
作为AGORA高分辨率星系模拟比较项目（Kim et al. 2014，2016）的一部分，我们使用9种在数值星系形成社区中广泛使用的最先进的重力流体动力学代码生成了一套孤立的银河系质量星系模拟。在这些模拟中，我们采用了相同的星系盘初始条件和常见的物理模型（例如，辐射冷却和标准化封装的紫外背景）。亚网格物理模型，例如Jeans压力底、恒星形成、超新星反馈能量和金属产生都受到了仔细的限制。在这里，我们发布模拟数据供社区免费使用。在这个版本中，我们包含了Kim et al.（2016）中使用的每个代码在0和5亿年进化时的磁盘快照，来自有和没有恒星形成和反馈的模拟。我们鼓励数值星系形成社区的任何成员利用这些资源进行研究-例如，将他们自己的模拟与AGORA星系进行比较，使用常见的分析yt脚本来获得我们的论文中显示的图，也可以在此版本中获得。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Linking stellar populations to HII regions across nearby galaxies: I. Constraining pre-supernova feedback from young clusters in NGC1672
调节星系演化的基本因素之一是恒星反馈。然而，我们仍然没有强大的观测约束的相对重要性，不同的反馈机制（如辐射，电离气体压力，恒星风）在驱动HII区域的演变和分子云破坏。在这封信中，我们通过解决附近恒星形成星系NGC 1672盘上的HII区域来限制来自年轻大质量恒星种群的各种反馈机制的相对重要性。我们将PHANGS-MUSE获得的电离气体星云线的测量结果与HST在窄带Hα和宽带滤波器中的高分辨率成像相结合。我们在HST Hα图像中确定了40个孤立的紧凑HII区域的样本，我们测量了以前在有限的地面观测中无法解决的尺寸。此外，我们确定电离源（S）为每个HII地区的目录作为PHANGS-HST调查的一部分。我们发现，研究的HII地区是温和的热或风压为主，但他们的海拔以上的辐射压力是在预期的不确定性范围内。我们看到，辐射压力提供了一个显着更高的贡献，总压比以前发现的文献中类似的尺寸尺度。在一般情况下，我们发现更高的压力在更紧凑的HII区域，这是由每个压力项的固有尺寸标度关系驱动，虽然有显着的分散引入的变化在恒星星族属性（如光度，质量，年龄，金属丰度）。对于附近的星系，在这里，我们提供了一个很有前途的方法，可以产生所需的统计数据，以绘制出不同的恒星反馈机制的重要性如何演变的HII区域的寿命。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predictions for CO emission and the CO-to-H$_2$ conversion factor in galaxy simulations with non-equilibrium chemistry
本文利用耦合CHIMES非平衡化学的FIRE-2星系模拟，检验CO发射与Xco关系，发现其能再现银河系及xCOLD GASS观测，并评估非平衡化学对H$_2$质量和CO光度的影响。
2024-06-12 astro-ph.GA
The Weak Lensing Radial Acceleration Relation: Constraining Modified Gravity and Cold Dark Matter theories with KiDS-1000
我们目前的测量孤立星系周围的径向引力加速度，比较预期的引力加速度重子物质与观测到的引力加速度，使用弱透镜测量的第四次数据发布的千度调查。这些测量将径向加速度关系（RAR）扩展了20年，进入可观测星系外围以外的低加速度区域。我们将我们的RAR测量结果与两个修正引力（MG）理论的预测进行比较：MOND和Verlinde的紧急引力。我们发现，测量的RAR同意与MG的预测。此外，我们发现，至少$6σ$的早期和晚期类型的星系的RAR之间的差异（分裂的Sérsic指数和$u-r$颜色）具有相同的恒星质量。目前的MG理论涉及一个独立于其他星系性质的引力修正，这将无法解释这种行为。如果只有早型星系具有显著的（$M_{gas} \approx M_*$）环星系气体晕，这种差异可能得到解释。在$Λ$ CDM模型中，星系与晕的质量关系取决于星系形成的历史。我们发现，MICE，一个$Λ$ CDM模拟与混合晕占据分布建模和丰度匹配，再现了所观察到的RAR，但显着不同的BAHAMAS，流体动力学宇宙学星系形成模拟。我们的研究结果对环星系气体的数量很敏感;目前的观测限制表明，由此产生的修正可能是温和的。如果星系周围重子质量分布的系统不确定性降低，那么在未来的宇宙学巡天中对透镜RAR的测量将能够进一步区分MG和$Λ$ CDM模型。
2021-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galaxy clustering in modified gravity from full-physics simulations. I: two-point correlation functions
Durham University（杜伦大学）
本研究利用重新校准子网格物理的f(R)引力大体积星系形成模拟，发现亮红星系成团信号不随第五力强度单调变化，而发射线星系的该现象可由第五力时间演化解释，弱f(R)模型也能被强约束，凸显流体模拟在引力检验中的关键作用。
2024-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-explosive pre-supernova feedback in the COLIBRE model of galaxy formation
Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Hull（赫尔大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of Durham（杜伦大学）
COLIBRE模型中通过非爆炸性预超新星反馈调节恒星形成，提升数值收敛性并促进自调节星系生长。
2026-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The environmental dependence of the circumgalactic medium in a high-resolution cosmological simulation
INAF-IASF Milano（意大利国家天体物理研究所米兰天文台）；IUCAA（印度大学天体物理研究中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）
本研究利用高分辨率宇宙学模拟，首次探究大尺度结构对星系周介质冷暖气相的影响，发现仅当包含卫星星系时才能重现观测到的环境依赖性，强调观测中需区分中央星系与卫星星系。
2026-09-09 astro-ph.GA
ARTEMIS emulator: exploring the effect of cosmology and galaxy formation physics on Milky Way-mass haloes and their satellites
本文提出ARTEMIS Emulator高分辨率模拟套件，通过系统改变恒星反馈、再电离红移和温暗物质质量等参数训练模拟器，实现快速预测，并揭示了这些参数对银河系质量晕及其卫星星系恒星质量的显著影响与简并性。
2024-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Do Massive Black Holes Get Their Gas?
我们使用多尺度SPH模拟跟踪从星系尺度到<0.1pc的气体流入，在那里气体开始类似于传统的开普勒吸积盘。关键的成分是气体、恒星、黑洞（BH）、自引力、恒星形成和恒星反馈。我们使用~100模拟调查大的参数空间的星系属性和亚网格模型的ISM物理。我们使用星系尺度的模拟，包括主要的合并和孤立的棒（不）稳定盘星系，为我们的星系核（<~ 300 pc）的模拟产生初始条件。对于足够富含气体的盘状系统，一系列的引力不稳定性产生了高达1-10 M_sun/yr的大吸积速率到BH（<<0.1pc）;足以为最明亮的类星体提供燃料。在~kpc的固定条件下，BH吸积速率是高度时变的。在>~ 10 pc时，我们的模拟类似于“棒中棒”模型，但气体表现出不同的形态，包括螺旋、环、团块和棒;它们的占空比是适度的，使BH吸积与核形态相关的尝试变得复杂。在~1- 10 pc时，引力势由BH主导，不再存在棒状模。然而，气体变得不稳定的一个常设，偏心盘或单臂螺旋模式（m=1），驱动气体的次pc尺度。正确处理这种模式需要包括恒星的形成和恒星和气体的自引力。我们预测BHAR和SFR之间的相关性在不同的星系核：核SF是更紧密地耦合到AGN活动，但相关性存在于所有尺度。
2010-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
LoTSS jellyfish galaxies: I. Radio tails in low redshift clusters
在本文中，我们提出了一个大样本的水母星系的低红移星系团（z<0.05），通过120-168 MHz的无线电连续从LOFAR两米巡天（LoTSS）确定。从29个X射线探测的SDSS星系团及其光谱成员的母样本中，我们直观地识别出95个恒星形成的LoTSS水母星系，具有144 MHz的无线电尾巴。恒星形成率（SFR）和恒星质量获得所有星系从SED适合。对于每个水母星系，我们确定的尾巴相对于集群中心的方向和量化的突出的无线电尾巴与144 MHz的形状不对称。在仔细考虑了红移相关的选择效应之后，我们发现水母星系的频率在星系团之间是相对恒定的。LoTSS水母星系优先发现在小的集群中心半径和大的速度偏移在其主机集群，并有无线电尾是面向远离集群中心。相对于“正常”星系团和孤立场星系，这些星系也显示出增强的恒星形成，但通常落在L144 MHz- SFR关系的散射范围内。在这项工作中确定的LoTSS水母星系的属性与冲压压力剥离的预期完全一致。这个水母星系的大样本对于进一步限制附近星系团中的冲压压力剥离和恒星形成淬火将是有价值的。我们表明，LOFAR是一个强大的工具，用于识别冲压压力剥离星系在非常广泛的领域。展望未来，我们将推动对水母星系的搜索超越这个最初的星系团样本，包括对星系团制度的全面调查。
2021-04-13 astro-ph.GA
MeerKAT and the Smallest Galaxies
在小尺度上，对矮星系的观测与对低质量暗物质晕的模拟预测之间存在着紧张关系（通常被称为小尺度危机）。对低质量星系的详细观测对于限制用于缓解这些差异的重子反馈过程至关重要。具有大量中性氢（HI）的矮星系很可能是孤立的，有助于从演化效应中解开内在属性，HI运动学提供了对宿主暗物质晕的直接约束。考虑到MeerKAT的灵敏度，它可能有助于对低质量高密度矮星系的研究，这将有助于解决小尺度危机。目前的大型HI巡天并不是为这些研究而设计的，但仍将设法探测到HI质量低于10^7 Msun的星系样本，与目前文献中的系统数量相当，并将解决约15个质量低于10^8.5 Msun的系统，这是解决哪些暗物质晕托管低质量星系的关键区域。我们提出了一个千小时的调查半人马座地区，包括M83和CenA星系群，这可以有力地解决中心问题：“有多少星系相当于狮子座T在半人马座地区？“狮子座T是目前已知的质量最低，富含气体的星系;我们提出的调查旨在能够在整个半人马座地区的体积中检测到类似HI质量和线宽的物体，这将提供一个典型星系群中有多少这样的物体的全面普查。此外，最近在CenA周围发现了卫星平面，我们的调查将能够解决这些平面延伸多远的问题：它们是只集中在中央星系周围的结构，还是与大尺度结构相连？
2017-09-29 astro-ph.GA
The Entangling of Supernova Feedback Impacts with Coarsening Simulation Resolution
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Tsinghua University（清华大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；York University（约克大学）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）
通过极高分辨率模拟孤立矮星系，发现超新星反馈在扩散区域驱动大尺度外流，在致密区域局部抑制恒星形成，但粗分辨率会混淆这些通道，导致密度估计错误和反馈效应误判。
2026-11-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Should we believe the results of UV-mm galaxy SED modelling?
星系光谱能量分布（SED）建模是一个强大的工具，但限制它能够推断星系属性（例如恒星形成率，SFR）的真实值是困难的，因为独立的确定往往是不可用的。然而，星系模拟可以提供一种测试SED建模技术的手段。在这里，我们提出了一个数值实验中，我们应用的SED建模代码MAGPHYS的紫外线（UV）-毫米（mm）合成测光产生的流体动力学模拟的一个孤立的盘星系和一个主要的星系合并通过执行三维尘埃辐射转移。我们比较了SED模型的物理性质与真实值，发现MAGPHYS模型很好地恢复了模拟星系的大部分物理参数。特别是，它恢复了一致的参数，无论视角如何，即使每个视角和时间步长都是独立建模的，模拟的相邻时间步长的结果也是平滑变化的。当我们在辐射转移计算中使用SMC型固有尘埃消光曲线时，出现了这一规则的显著例外。在这种情况下，MAGPHYS使用的双组分尘埃模型无法有效地校正模拟星系的衰减，这导致潜在的重大错误（尽管我们在这种情况下只能获得勉强可接受的拟合）。总的来说，我们的研究结果给人信心的能力，SED模型推断星系的物理性质，虽然有一些警告。
2014-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Using the Circumgalactic Medium of Dwarf Galaxies as a Calorimetric Dark Matter Detector
Princeton University（普林斯顿大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本研究在RAMSES模拟中实现模型无关的暗物质加热，发现其显著改变矮星系周围介质的热结构及离子柱密度，为通过类星体吸收线观测约束暗物质模型提供了新途径。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
