Simulated histories of reionization with merger tree of HII regions
我们描述了一种在数值模拟中分析再电离过程的新方法：通过关注各个HII区域的合并历史来研究再电离过程的演变。从电离斑的合并树，人们可以跟踪区域的个体演化，例如它们的大小，或者通过观察形成速率、合并的频率和合并中涉及的个体HII区域的数量来研究渗滤过程的性质。通过将这种技术应用于宇宙学模拟与辐射转移，我们展示了这种方法是一个很好的候选人，以量化的历史上的再电离的恒星形成的影响。作为一个应用程序，我们展示了如何不同的模型的源导致不同的演变和几何形状的再电离，即使它们产生例如类似的电离分数或光学深度。
2012-10-09 astro-ph.CO
An expanded merger-tree description of cluster evolution
我们在扩展的暗物质晕合并树算法的框架内模拟了星系团的形成和演化，该算法包括重子和基本的物理考虑。我们的修改后的处理计算的概率密度函数的晕浓度参数，团内气体温度，和综合康普顿化参数为不同的集群质量和观测红移。星系团质量和这些观测量之间的标度关系推导出与以前的结果有所不同。模型的预测概率密度函数的不确定性估计。我们的处理和从本文中提出的结果中获得的见解可以简化理论预测与正在进行的和未来的聚类调查结果的比较。
2010-10-27 astro-ph.CO
SZ power spectrum and cluster numbers from an extended merger-tree model
我们最近开发了一个扩展的合并树模型，有效地遵循层次演化的星系团，并提供了一个定量描述其暗物质和气体的属性。我们采用这种诊断工具来计算热SZ功率谱和集群数计数，明确占相关的统计和固有的集群属性，如晕质量函数和气体状态方程的不确定性。这些计算的结果进行了比较，从一个直接的分析处理和流体动力学模拟。我们表明，在一定的气体质量分数的假设下，我们的结果与最新的SPT测量是一致的。我们的方法可以特别有用的预测集群数量计数和集群和宇宙学参数的依赖。
2012-01-05 astro-ph.CO
Building Merger Trees from Cosmological N-body Simulations
虽然相当数量的工作一直致力于增长蒙特卡洛合并树，类似于那些建立从N体模拟，相对较少的努力已经投入量化的警告，一个必然遇到的，当一个提取树直接从这样的模拟。为了扭转这种趋势，本文试图为读者提供一个全面的研究问题时，面临的这条路线。建立暗物质晕及其子晕的合并历史的第一步是在模拟产生的每个时间输出（快照）中识别这些结构。即使我们在本文中讨论了这样一个算法（称为AdaptaHOP）的特定实现，我们相信我们的结果不依赖于实现的确切细节，但扩展到大多数（如果不是所有）（子）结构查找。然后，我们强调不同的方式来建立合并的历史，从AdaptaHOP晕和subhaloes，对比他们的各种优点和缺点。我们发现，最好的方法（分）晕合并的历史是通过分析，来回识别和树的建设，而不是一个进行一个简单的顺序处理这两个步骤之间。这是植根于合并树的复杂性，必须描绘一个固有的动态过程中包含的部分时间信息的收集瞬时快照从N体模拟。
2009-10-05 astro-ph.CO
A study of simulated histories of reionization with merger trees of HII regions
我们描述了一种新的方法来分析再电离过程的数值模拟：再电离的年表和几何形状的研究通过合并历史的个人HII区域。从电离斑块的合并树中，可以通过观察形成速率、合并频率和合并中涉及的单个HII区域的数量来跟踪区域属性的个体演变，例如它们的大小或渗透过程的强度。我们应用合并树技术对三种不同的电离源模型和两种分辨率的再电离进行了模拟。其中两个使用恒星粒子作为电离源。在这种情况下，我们面对两个发射率的源的演变，以达到在z ~ 6的再电离。作为替代方案，我们建立了一个半解析模型，其中从密度场提取的暗物质晕被假定为电离源。然后，我们展示了如何这种方法是一个很好的候选人，以量化所采用的恒星形成的历史上观察到的再电离的影响。半解析模型显示了一个均匀的再电离历史与“本地”的分层增长步骤为个人HII地区。另一方面，恒星形成的自洽模型倾向于呈现更少的区域，其在尺寸上占主导地位的区域在再电离的早期以牺牲“局部”再电离为代价来控制融合过程。当模拟的分辨率增加时，差异被衰减。
2012-10-02 astro-ph.CO
Stochastic Gravitational Wave Background originating from Halo Mergers
用准解析方法研究了晕并合产生的随机引力波背景。我们采用的方法包括两个步骤。第一步是通过使用扩展的Press-Schechter形式主义或Sheth & Tormen形式主义，使用Monte-Carlo实现来构造合并树。该合并树提供晕质量的演变。通过对两晕合并的$N$体模拟，我们可以估算出单个合并过程中所产生的引力波发射量。因此，第二步是将该引力波发射组合到合并树中，并获得GWB的振幅。我们发现$Ω_{GW}\sim 10^{-19}$为$f\sim 10^{-17}-10^{-16}$ Hz，其中$Ω_{GW}$是GWB的能量密度。事实证明，GWB上的大部分贡献来自质量低于$10^{15} M_\odot$的晕和低红移的合并，即，$0<z<0.8$。
2012-04-06 astro-ph.CO
The splashback radius of halos from particle dynamics: III. Halo catalogs, merger trees, and host-subhalo relations
实际上，任何涉及暗物质晕的研究都依赖于它们的半径、质量以及它们是否是次晕的定义。晕圈边界通常被定义为包括球形过密度对比（如R200 c，Rvir和R200 m），但不同的阈值导致半径和质量的显着差异。回溅半径最近被建议作为一个更物理动机（通常更大）的晕边界，增加了定义的范围。通常很难评估一个特定选择的影响，因为大多数光环星表只包含一个或几个定义，通常只有一组主-次光环关系。为了缓解这个问题，我们提出了14个N体模拟的LambdaCDM和自相似宇宙的晕目录和合并树。在ROCKSTAR星表的基础上，我们用SPARTA程序计算了附加的晕性质，并将它们与原始星表重新组合。新的星表包含了许多不同的球形超密度和回溅半径和质量，最重要的是，每个定义的主-次晕关系。我们还提出了一种新的合并树格式，其中数据存储为压缩的二维矩阵。我们进行基本的测试不同的定义之间的关系，并提出了一个更新的模型的回溅球的高密度连接。SPARTA代码以及我们的目录和合并树都是公开的。
2020-11-23 astro-ph.CO
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
Convergence of Galaxy Properties with Merger Tree Temporal Resolution
暗物质晕合并树现在通常是从结构形成的宇宙学模拟中提取的。这些树经常被用作星系形成的半解析模型的输入，以提供星系形成发生的主干。必要时，这些合并树是从N体模拟的离散“快照”的有限集合构造的，因此具有有限的时间分辨率。到目前为止，很少有人考虑这种时间分辨率如何影响这些树中形成的星系的性质。特别是，需要多少快照才能在星系属性中实现收敛的问题还没有得到回答。因此，我们研究的收敛在恒星和总重子质量的星系，分布的合并时间，恒星质量函数和恒星形成率的银河系模型的星系形成作为一个功能的“快照”的次数用来代表暗物质晕合并树。当利用z=20和z=0之间的快照时，我们发现至少需要128个快照才能实现星系质量的5%以内的收敛。这种收敛是在大样本星系的平均数量上获得的-即使使用非常大量的快照，单个星系的显着差异仍然存在。我们发现只有弱的依赖性的收敛速度上的分布的快照在时间上的快照间隔均匀的膨胀因子，均匀的对数的膨胀因子或均匀的对数的临界超密度崩溃的工作同样在几乎所有的情况下。我们提供输入参数Galacticus允许这种类型的收敛研究，以调整到其他模拟，并进行其他星系的属性。
2011-07-20 astro-ph.CO
Numerical hydrodynamic simulations based on semi-analytic galaxy merger trees: method and Milky-Way like galaxies
我们提出了一种新的方法来研究星系演化的宇宙学背景下。我们结合宇宙学合并树和半解析模型的星系形成多合并流体动力学模拟提供的初始条件。通过这种方式，我们利用合并模拟（高分辨率和包含气体物理）和半解析模型（宇宙学背景和低计算成本）的优势，并将它们整合起来，创建一个新的工具。这种方法使我们能够研究各种星系性质的演变，包括热气体晕的处理，气体从该气体冷却并吸积到中心盘上，这在以前的许多研究中被忽视了。这种方法比其他方法有几个优点。由于只包括感兴趣区域的粒子，运行时间比传统的宇宙学模拟短得多，从而提高了计算效率。使用宇宙学模拟，我们表明，多个合并预计将比孤立的合并序列更常见，因此星系合并的研究应该考虑到这一点。在这项初步研究中，我们提出了我们的方法，并说明了模拟10个银河系的星系，因为z=1的结果。我们发现很好的协议与观测的总恒星质量，恒星形成率，冷气体分数和光盘尺度长度参数。我们希望这种新的数值方法将是非常有用的追求一些问题有关的星系内部结构的转变，通过宇宙时间。
2012-10-19 astro-ph.CO
FLORAH-Tree: Emulating Dark Matter Halo Merger Trees with Graph Generative Models
本研究扩展FLORAH模型提出FLORAH-Tree，以图结构生成完整暗物质晕并合树，在多统计量与星系标度关系上优于传统EPS方法，兼具N体模拟精度与计算效率。
2025-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Present-Day Descendants of z=3 Ly-α Emitting Galaxies in the Millennium-II Halo Merger Trees
利用千禧年II模拟的暗物质次晕合并历史，我们创建了z=3.1的莱曼阿尔法发射（LAE）星系的模拟目录，以研究其后代的性质。通过选择次晕来匹配从这些星系的观测中确定的数量密度和典型的暗物质质量，创建了几个模型。采用基于质量和基于年龄的选择标准，研究了它们对z~2，1和0的后代种群的影响。对于最能代表z=3.1的LAEs的模型，z=0的后代具有10^12.7 M_Sun的中位暗物质晕质量，质量分布很广（50%在10^11.8和10^13.7 M_Sun之间）。我们的研究区分了中心子晕和卫星子晕，发现约55%的z=0后代是中心子晕，M_Median约为10^12 M_Sun。这证实了z=3.1 LAEs的中心z=0的后代具有典型的L* 型星系的晕质量。卫星子晕存在于暗物质质量约为10^14 M太阳的群/星团环境中。中位后代质量是强大的各种方法的年龄测定，但它可能会变化的因素5，由于目前的观测不确定性的LAE集群用于确定其典型的z=3.1暗物质质量。
2012-04-05 astro-ph.CO
Building Halo Merger Trees from the Q Continuum Simulation
宇宙学N体模拟是当今计算量最大的工作之一。一个关键的挑战是分析数十亿个紧凑的粒子团簇（称为晕）的结构、子结构和合并历史。有效地表示合并的历史晕是必不可少的许多星系形成模型用于生成合成天表，现代宇宙学模拟的一个重要应用。生成真实的模拟目录需要从模拟中计算大量的晕形成历史，并在许多时间步长内产生数十亿个晕，需要数百TB的分析数据。我们提出了快速并行算法产生晕合并树和跟踪晕子结构从一个单级，基于密度的聚类算法。合并树是通过分析相邻快照中的晕粒子隶属函数来创建的，子结构是通过跟踪合并晕的"核心"--靠近晕中心的粒子集来识别的。核心跟踪在创建合并树之后执行，并使用在树构造期间发现的关系将子结构与主机相关联。这些算法是用MPI实现的，并在Cray XK7超级计算机上进行了评估，使用了来自现代宇宙学模拟框架HACC的多达16，384个过程。我们目前的结果创建合并树从101个分析快照从Q连续体，大体积，高质量分辨率，宇宙学模拟进化的半万亿粒子。
2020-08-19 astro-ph.CO cs.DC
HBT+: an improved code for finding subhalos and building merger trees in cosmological simulations
暗物质暗晕是（不完全）晕合并的残余物。识别它们并以合并树的形式建立它们的进化联系是宇宙学模拟最重要的应用之一。分层边界跟踪（HBT）代码识别光环，因为他们的形成和跟踪他们的演变，因为他们合并，同时检测subhalos和建立他们的合并树。在这里，我们提出了这种方法的一个新的实现，HBT+，这是更快，更用户友好，更完整的物理比原来的代码。将HBT+应用到宇宙学模拟中，我们发现暗晕质量函数和峰值质量函数都可以用类似的双Schechter函数很好地拟合，两者的比值在高质量端最高，反映了大质量暗晕的弹性，它们经历了大量的动力学摩擦，但潮汐剥离有限。最大质量的暗晕的径向分布比普遍的低质量暗晕的径向分布更集中。在配置空间中工作的暗晕发现者倾向于低估大质量暗晕的质量，这种影响在主中心更强。这至少可以部分解释为什么从最近的透镜观测中推断出星系团中心有大量的暗晕。我们证明，峰值质量函数是一个强大的诊断合并树缺陷，合并树使用HBT+构建不遭受丢失或切换链接，往往折磨合并树构建更传统的晕发现。我们公开了HBT+代码。
2017-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitationally Consistent Halo Catalogs and Merger Trees for Precision Cosmology
我们提出了一种新的算法，用于生成合并树和晕目录，明确确保跨时间步的晕属性（质量，位置和速度）的一致性。我们的算法已经证明了能够提高合并树和晕目录的完整性（通过检测和插入，否则丢失晕）和纯度（通过检测和删除虚假对象）。此外，我们的方法是能够鲁棒性测量的自一致性晕发现者，它是第一个直接测量的不确定性晕的位置，晕的速度，和晕质量函数为一个给定的晕发现者的基础上一致性快照在宇宙学模拟。我们使用该算法生成合并树两个大型模拟（Bolshoi和Consuelo）和评估两个光环发现者（ROCKSTAR和BDM）。我们发现，无论是ROCKSTAR和BDM晕发现者跟踪晕非常好，在这两个，没有物理上一致的祖先晕的数量是在1-2%的水平在所有晕群众。我们的代码可在http://code.google.com/p/consistent-trees上公开获取。我们的目录树和目录可在http://hipacc.ucsc.edu/Bolshoi/上公开获取。
2013-01-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
ACACIA: a new method to produce on-the-fly merger trees in the RAMSES code
介绍了利用自适应网格细化（AMR）程序RAMSES生成暗物质晕合并树的新算法ACACIA的实现。该算法是完全并行的，并基于消息传递接口（MPI）。与大多数可用的合并树工具相反，它在N体模拟过程中动态工作。它可以跟踪暗物质子结构单独使用的指数最绑定粒子在块。一旦一个晕圈（或一个子晕圈）合并到另一个晕圈中，该算法仍然通过最后识别出的团块中最结合的粒子来跟踪它，从而允许在以后的快照中检查合并事件是否是确定的，或者它是否只是暂时的，其中团块只穿过另一个。同样的技术也可以用来追踪孤儿星系，这些星系不再被分配给母星系团，因为星系团由于数值过度合并而溶解。我们详细研究了各种参数的影响所产生的晕目录和相应的合并历史。然后，我们使用标准验证诊断比较我们的方法的性能，证明我们达到了类似于最好的可用和常用的合并树工具的质量。作为概念的证明，我们使用我们的合并树算法与参数化恒星质量晕质量关系，并生成一个模拟星系目录，显示出良好的协议与观测数据。
2021-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local reionizations histories with merger tree of HII regions
我们约束周围的祖先星系的再电离过程的初始阶段，如初始的HII区域的范围之前，其融合与紫外背景和其传播的持续时间。我们使用了一套再电离模拟不同的分辨率和电离源配方。由于HII区域的合并树，建立了HII区域属性的目录。我们绘制了当地的再电离历史作为时间的函数，并根据该地区的晕质量祖先的变化进行调查。然后，我们外推的晕质量内的区域从高z到z=0的z=0星系的再电离历史的预测。我们发现，HII区出现得越晚，在它看到全球紫外背景之前，它的相关寿命和体积就越小。HII区初始增长的持续时间和范围在很大程度上取决于内晕的质量，可以长达再电离时期的50%。我们发现，最大的质量是今天的晕，它出现的越早，其HII区的扩展和传播的持续时间越大。定量预测不同，取决于盒子的大小或源模型：小的模拟体积受HII区域和基于晕的源模型之间的邻近效应预测较小的区域和较慢的I-前膨胀比模型使用恒星粒子作为电离源。我们的研究结果表明，银河系型晕有一个最大的范围为1.1兆秒差距/小时的初始HII区，建立了自己在150-200 $\pm 20$万年。这与使用受约束的本地群模拟进行的预测一致。考虑到质量与本星系群（MW+M31）相当的晕，我们的结果表明，统计上它没有受到来自室女座星系团的外部锋的影响。
2014-06-23 astro-ph.CO
MEGA: Merger graphs of structure formation
在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growing the First Galaxies' Merger Trees
对特定星系的生长历史进行建模通常涉及生成给定宇宙学中出现的整个物体群并选择具有适当属性的系统。这种方法在针对罕见的系统时效率非常低，例如JWST检测到的极其明亮的高红移星系候选者。在这里，我们提出了一个新的框架，用于生成合并树的分支，保证实现所需的晕质量在选定的红移。这种方法增强了扩展的Press Schechter理论解与约束随机过程称为布朗桥，并在开源半解析模型$\texttt{Galacticus}$中实现。我们产生的合奏约束合并树预测的7个高红移JWST星系候选人的成长历史，发现这些系统最有可能合并$\approx 2~\mathrm{Gyr}$后的观测时期和占据质量晕$\gtrsim 10^{14}~M_{\mathrm{\odot}}$今天。这些计算比现有方法的效率高出数千倍，是分析控制的，并提供了对早期快速生长的晕演化的物理见解。我们的约束合并树实现在http://github.com/galacticusorg/galacticus上公开提供。
2023-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Halo Merger Tree Generation and Evaluation Framework
Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；The University of Melbourne（墨尔本大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学）；University of Campinas（坎皮纳斯大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波塔莱斯大学）
半解析模型最适合比较星系形成和演化理论与观测。这些模型严重依赖于光环合并树，以及它们的真实特征（即，晕圈质量没有剧烈变化或物理位置没有跳跃）。我们的目标是提供一个新的框架晕合并树的生成，利用大体积模拟的结果，以适度的计算成本。我们将光环合并树的构建视为矩阵生成问题，并提出了一个生成对抗网络，它可以学习生成逼真的光环合并树。我们评估我们的建议合并树从EAGLE模拟套件，并显示生成的树的质量。
2019-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.LG
The Mass Function of Unprocessed Dark Matter Halos and Merger Tree Branching Rates
在星系形成的半解析模型中，一种常见的方法是构造质量取自晕质量函数的暗物质晕的合并历史的蒙特卡罗实现。无论是质量函数本身，并用于构建合并历史的合并率校准N体模拟。通常，“后溅”晕（那些曾经是较大晕内的次晕，但后来移动到晕外的晕）在晕质量函数和合并率（或等效的祖质量函数）中都被计算在内。这将导致在蒙特卡罗合并历史中的质量的双重计数，这将使结果相对于N体结果产生偏差。我们测量晕质量函数和合并率与此双重计数删除在一个大的，宇宙学的N体模拟与宇宙学参数符合当前的约束。此外，我们占N-体晕质量估计的固有噪声性质时，拟合函数N-体数据，并显示，忽略这些错误会导致显着的系统偏差，从国家的最先进的N-体宇宙学模拟的精度统计。
2016-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A deep learning approach to halo merger tree construction
Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；King’s College London（伦敦国王学院）；The University of Melbourne（墨尔本大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波塔莱斯大学）
星系形成的半解析模型（SAM）的一个关键要素是晕的质量组装历史，编码在一个树结构。最常用的方法来构建晕合并的历史是基于高分辨率，计算密集的N体模拟的结果。我们表明，机器学习（ML）技术，特别是生成对抗网络（GANs），是一种很有前途的新工具，可以以适度的计算成本解决这个问题，并保留模拟中合并树的最佳特征。我们训练我们的GAN模型与有限的样本合并树的进化和组装的Galeries和他们的环境（EAGLE）模拟套件，使用两个光环发现者树构建算法：SUBFIND-D-TREES和ROCKSTAR-ConsistentTrees。当在训练过程中考虑多达三个变量时，我们的GAN模型成功地学习生成具有高时间分辨率的构造良好的合并树结构，并再现用于训练的合并树样本的统计特征。这些输入，其表示也由我们的GAN模型学习，是晕祖细胞和最终后代的质量，祖细胞类型（主晕或卫星）和祖细胞到主分支中的距离。后两个输入的包含极大地改进了晕质量增长历史的最终学习表示，特别是对于类似于SUBFIND的ML树。当将ML合并树的相同大小的样本与EAGLE模拟的样本进行比较时，我们发现类似于SUBFIND的ML树的协议更好。最后，我们基于GAN的框架可以用来构建低质量和中等质量晕的合并历史，这是宇宙学模拟中最丰富的。
2022-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.LG
Halo Merger Tree Comparison: Impact on Galaxy Formation Models
本研究探讨了不同halo查找器和merger tree算法对GALFORM半解析模型预测星系性质的影响，发现恒星质量函数等主要性质对算法选择不敏感，结论是经过适当处理后模型预测结果稳定一致。
2021-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
CTree: Branch-wise compatible merger tree builder
Institut d’Astrophysique de Paris, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天体物理学研究所，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Kyung Hee University, Dept. of Astronomy & Space Science（庆熙大学，天文与空间科学系）
CTree是一种分支式并合树构建器，利用目标分支的演化信息识别前身星，仅需粒子与目标标识符，兼容多种目录，经暗物质模拟验证，生成稳定并合树，代码开源并行高效。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Characterising the Structure of Halo Merger Trees Using a Single Parameter: The Tree Entropy
将星系的性质与它们的暗物质晕的聚集历史联系起来是星系演化理论的一个中心目标。本文介绍了一种无量纲参数$s\in[0,1]$，“树熵”，参数化的几何晕的整个质量装配层次结构，建立在一个概括的香农的信息熵。通过构造，最小熵（$s=0$）对应于没有任何合并的平滑组装的晕。相反，最高熵（$s=1$）代表纯粹由等质量双星合并产生的晕。利用从宇宙学$N$ -天体模拟SURFS中提取的模拟合并树，我们计算了$s$的自然分布，这是一条在$s=0.4$附近达到峰值的倾斜钟形曲线。这种分布对晕质量$M$和红移$z$的依赖性很弱，这可以归结为对物质微扰场中的相对峰高$δ_{\rm c}/σ(M,z)$的单一依赖性。通过探讨$s$与SHARK半解析模型产生的全球星系性质之间的相关性，我们发现$s$包含了关于星系$-$形态的大量信息，事实上比晕的自旋、浓度和聚集时间的信息还要多。因此，树熵提供了星系和它们的暗物质晕之间信息丰富的联系。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA math.CO
Merger relics of cluster galaxies
上下文Sheen及其合作者最近发现，在重星系团中，令人惊讶的是，大部分（38%）的大质量早型星系显示出强烈的合并相关扰动特征。这与大质量星系团是星系合并的不利环境的一般理解相矛盾。考虑到合并在星系演化中的重要性，理解这一点很重要。目标。我们的目标是提出一个理论基础，解释星系合并的大规模集群。方法.我们使用N体模拟技术进行宇宙体积模拟，并推导出暗晕合并树。然后，我们使用半解析建模技术来填充每个星系晕。我们对星系合并进行了流体动力学模拟，以估计Sheen及其合作者使用的成像条件下合并特征的寿命。我们将此合并功能生命周期应用于我们的半分析模型。最后，我们计算了重模型星系团中的大质量早型星系，这些星系将显示出强烈的合并特征。结果虽然仍然有很大的不确定性，我们的初步结果非常接近所观察到的星系合并功能的部分。成功的关键因素是双重的：第一，暗晕中的晕下运动已被准确追踪，第二，合并功能的寿命已被正确估计。因此，合并功能预计将在集群环境中持续很长时间。因此，重星系团中的许多大质量早型星系显示出合并特征，并不是因为它们在当前的星系团中经历了合并，而是因为它们仍然携带着来自先前晕环境的合并特征。结论.研究星系团的合并遗迹具有潜在的重要性，因为它独特地允许我们回溯晕合并的历史。
2013-05-30 astro-ph.CO
Evolution of the Merger Induced Hydrostatic Mass Bias in Galaxy Clusters
在这项工作中，我们研究的影响，合并的流体静力学质量估计的星系团使用高分辨率的欧拉宇宙学模拟。我们利用合并树隔离我们的样本中的每个集群的最后一次合并，并遵循系统放松时的流体静力学质量偏差的时间演化。我们发现，在合并过程中，冲击传播从父集群向外，导致流体静力学质量偏差的高估。在合并之后，随着集群松弛，流体静力学质量估计的偏差减小，但仍保持在-5-10%的水平，在r500内有15-20%的分散。我们还调查了合并后的压力支持从散装运动，这种剩余质量偏差的主要原因的演变。在r500处，在合并期间，来自随机运动的贡献在总压力的30%处达到峰值，并且随着团簇松弛而迅速衰减到\sim 10-15%。此外，我们使用随机运动压力的测量来校正流体静力学质量估计。我们发现，在4 Gyr后，合并事件对流体静力学质量偏差的直接影响已经可以忽略不计。此后，质量偏差主要是由于气体中的剩余体积运动，这在流体静力平衡方程中没有考虑。我们提出了一种流体静力学质量偏差校正方法，可以恢复无偏的集群质量为9%的分散在r500和11%的分散在郊区，在r200内的放松集群。
2012-03-27 astro-ph.CO
Constructing Merger Trees of Density Peaks Using Phase-Space Watershed Segmentation Algorithm
本研究针对宇宙学模拟中的结构识别问题，提出基于密度峰的结构定义与相空间分水岭算法，还开发了利用增强势追踪密度峰的并合树代码，可有效处理空间重叠的复杂结构场景。
2025-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Contribution of Mergers and Accretion to Dark Matter Halo Assembly: An Excursion Set Theory Approach
Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
该研究基于EST扩展并合树算法，明确并合比阈值影响吸积贡献比例，揭示吸积质量分布特征，为研究暗物质晕形成提供高效准确的框架。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-similar decomposition of the hierarchical merger tree of dark matter halos
本文利用宇宙学模拟和 HBT+ 发现暗物质晕第1层子晕峰值质量函数具有近似普适性，并通过自卷积构建任意层级子晕模型，揭示其层级并合起源及对卫星星系的意义。
2025-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Learning the Universe with cosmological rescaling of merger trees and semi-analytic galaxy formation models
University of Oxford（牛津大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理实验室）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克巴斯基克，巴斯克科学基金会）；Facultad de Física, Universidad de Sevilla（塞维利亚大学物理学院）
提出将宇宙学缩放方法直接应用于合并树，结合半解析模型，以极低成本生成跨宇宙学和天体物理参数的星系种群，并实现高精度参数估计。
2026-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
Star formation in mergers with cosmologically motivated initial conditions
我们使用半解析模型和宇宙学合并树来提供多合并数值流体动力学模拟的初始条件，并利用这些模拟来探索星系相互作用和合并对恒星形成（SF）的影响。我们计算从z=1.5到z=0的12棵合并树的数值实现。根据最近的观测和星系形成模型的预测，我们包括了所有星系周围的大热气晕的影响。我们发现，包括热气晕有一些重要的影响。首先，正如预期的那样，由于热晕的冷却和冷气体库的补充，长时间尺度上的恒星形成率增加。其次，我们发现，从长远来看，相互作用并不总是增加SF。这部分是由于轨道星系将引力能量转移到热气体晕并提高其温度。最后，我们发现，相对大小的星暴，包括热晕，是远远小于以前的研究表明。我们的模拟还表明，相互作用的顺序和时间对星系的演化很重要。当多个星系同时相互作用时，SF增强小于星系串联相互作用时。所有这些效应都表明了在星系演化模型中包括热气体和宇宙学动机的合并树的重要性。
2015-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Merger Histories Beyond Cold Dark Matter: I - Methods and Application to Warm Dark Matter
我们描述了一种方法来准确地计算晕质量函数，祖质量函数，合并率和合并树在非冷暗物质宇宙中使用的广义扩展Press-Schechter形式主义的自洽处理。我们的方法允许快速探索的subhalo人口的星系晕在暗物质模型与各种不同的粒子属性或宇宙滚动，截断，或更复杂的功率谱。我们做了详细的比较，解析推导的质量函数和合并的历史与最近的温暖暗物质宇宙学N体模拟，并找到很好的协议。我们表明，一旦吸积的平滑分布的物质占，粗粒度的统计数据，如质量吸积历史的晕可以几乎无法区分冷，暖暗物质的情况下。然而，晕质量函数和祖质量函数显着不同，与温暖的暗物质的情况下，被强烈抑制以下的自由流动尺度的暗物质。我们证明了使用正确的解决方案的漂移集障碍首次穿越分布在温暖的暗物质的重要性-如果一个平坦的障碍的解决方案，而不是使用的截断晕质量函数慢得多，导致高估的低质量晕的数量。
2012-10-07 astro-ph.CO
SMBH growth parameters in the early Universe of Millennium and Millennium-II simulations
我们从千禧年和千禧年II模拟中制作了黑洞（BH）合并树，以发现在什么条件下10^9 Msun SMBH可以通过红移z=7形成。为了利用这两个：大盒子大小的千禧年模拟和大质量分辨率的千禧年-II模拟，我们开发了一种方法，将这两个模拟结合在一起，并使用千禧年-II合并树预测BH种子中使用的千禧年合并树。我们运行多个半分析模拟SMBHs增长通过合并和事件的气体吸积引发的主要合并。作为约束，我们使用观测到的BH质量函数在红移z=6。我们发现，根据最近对中等超爱丁顿吸积的观测，只要吸积过程中的吸积是中等超爱丁顿吸积（fEdd =3.7），低质量种子（100 Msun）就可能是高红移SMBH（z~7）的祖先。
2015-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Horizon Run 4 Simulation: Coupled Evolution of Galaxies and Large-scale Structures of the Universe
Horizon Run 4是一个宇宙学$N$ -天体模拟，旨在研究星系和宇宙大尺度结构之间的耦合演化，并用于测试星系形成模型。使用$6300^3$引力粒子在一个立方体盒的$L_{\rm box} = 3150 ~h^{-1}{\rm Mpc}$，我们建立了一个茂密的森林晕合并树跟踪晕合并的历史与晕质量分辨率缩小到$M_s = 2.7 \times 10^{11} h^{-1}{\rm M_\odot}$。我们建立了一组粒子和晕数据，可以作为宇宙学模型和引力理论与观测比较的试验台。我们发现，FoF晕质量函数显示出实质性的偏离与有形的红移幅度和形状的演变的普遍形式。在较高的红移，质量函数的振幅较低，和功能的形式是向更大的值的$\ln (1/σ)$。我们还发现，随着方向余弦$μ$的增加，模拟星系两点关联函数中的重子声振荡特征变得更宽，峰值位置向更小的尺度移动，峰值幅度减小。从75红移的晕数据建立的晕合并树中，我们测量了晕的半质量时代，发现质量较小的晕在较高的红移时往往会达到其当前质量的一半。包括快照数据、过去光锥空间数据和晕合并数据在内的模拟输出可在http://sdss.kias.re.kr/astro/Horizon-Run4/上获得。
2015-08-24 astro-ph.CO
The growth of dark matter halos: evidence for significant smooth accretion
我们研究的增长暗物质晕的和谐LCDM宇宙学使用几个N体模拟大宇宙体积。我们从Millennium和Millennium-II模拟中构建了合并树，覆盖晕质量范围为10^9-10^15 Msun，合并质量比范围为1-10^5。我们的算法需要特别照顾晕分裂，并确保每个合并晕增长的质量贡献只计算一次。通过这种方式，综合合并率收敛，我们可以一致地确定不同质量比的合并对晕增长的贡献。我们发现，所有解析的合并，直到质量比为10^5，只贡献了总晕质量增长的~60%，而主要的合并是次主导的，例如质量比小于3：1（10：1）的合并只贡献了~20%（~30%）。这一点通过对另外两个模拟箱的分析得到了验证，在那里我们在整个宇宙时间内单独跟踪所有粒子。我们的结果也是强大的，对使用几个晕定义。假设在大质量比的合并率的幂律行为可以外推到任意大的质量比，它被发现，独立的晕质量，约40%的质量晕来自真正的光滑吸积的暗物质，从来没有被束缚在较小的晕。我们讨论了我们的研究结果对星系形成的可能影响。假设原始的星系际介质被紫外光子加热并光致电离，这是一个标准的假设，其中的一个推论是，所有的晕都是在T>~10^4K的光滑“冷”气体中吸积了>40%的重子，而不是像恒星那样温暖、富集或clusified的气体。
2010-06-09 astro-ph.CO
Gravitational-wave background from supermassive black holes without merger trees: Tidally regulated mergers and direct inference from the NANOGrav 15 yr data
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学 GRAPPA 研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU, WPI), University of Tokyo（东京大学 宇宙物理数学 Kavli 研究所）
提出无需并合树的半解析框架，直接积分N体重标定吸积核计算超大质量黑洞引力波背景，并用NANOGrav 15年数据推断，发现黑洞质量归一化偏高约0.31 dex。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Understanding black hole mass assembly via accretion and mergers at late times in cosmological simulations
吸积被认为是整个宇宙时间中超大质量黑洞的质量积累历史的主要贡献。虽然这在高红移时可能是正确的，但在较低的红移和最大质量的黑洞合并本身可能会显着增加质量预算。我们发展SMBHs从$4 > z > 0$使用合并树来自流体动力学宇宙学模拟的集群和空隙区域，缩放到观测值的恒星质量分数占过冷。气体吸积的质量增加与膨胀增长和BH-BH合并成正比，因为是黑洞保持“轨道”，由于在合并残余物中的动力学摩擦不足，以及那些由于引力反冲而被弹出。我们发现，气体吸积仍然是主要来源的质量积累在几乎所有的SMBHs合并贡献$2.5\pm0.1\%$的集群中的所有SMBHs和$1.0\pm0.1\%$的空隙，因为$z = 4$。然而，合并对大型中小企业来说意义重大。对于中心黑洞来说，合并后积累的质量分数通常随着宿主核球质量的增大而增大：在空洞中，在$M_{*, bul} = 10^{10} M_{\odot}$处的质量分数为$2\%$，在$M_{*, bul} \gtrsim 10^{11} M_{\odot}$处的质量分数为$4\%$，在星团中，在$M_{*, bul} = 10^{10} M_{\odot}$处的质量分数为$4\%$，在$10^{12} M_{\odot}$处的质量分数为$23\%$。我们发现，$40\%$的SMBH和$\approx 8\%$的总SMBH质量被发现在$z = 0$的集群区域中…
2014-12-16 astro-ph.CO
Mass distribution and accretion of sub-halos
我们使用“千禧年模拟”来研究暗晕组装历史中的合并事件中吸积子晕的质量函数。我们的研究包括三种次晕合并：（1）发生在暗晕主要祖先的合并;（2）发生在暗晕整个合并历史树上的合并;（3）在现今暗晕中留下可识别的次晕的合并。我们估计未发展的子晕质量函数（USMFs），子晕质量的测量时，他们的吸积。对于子晕合并到一个主要分支的今天的黑暗晕，他们的USMF可以很好地描述了一个通用的功能形式，在良好的协议与以前的结果。对于在整个晕合并历史期间合并成亚晕的所有祖星的USMF，也可以得出相同的结论。在这两种情况下，USMF也是独立的主机晕的红移。由于潮汐的破坏，只有一小部分的吸积晕作为亚晕在今天的暗晕中幸存下来。在星系团大小的晕中，大约30%的幸存的次晕是次次晕，这一比例随着晕质量的减少而减少。对于给定的晕和亚晕质量，吸积时间有很宽的分布，但幸存的亚晕都是最近才吸积的。
2009-08-03 astro-ph.CO
Major Cluster Mergers and the Location of the Brightest Cluster Galaxy
使用大N体宇宙学模拟并结合星系形成的亚网格处理，我们研究了LCDM宇宙中共动体积（100 Mpc）^[3]中星系和星系团群的形成和演化。在z = 0时，我们的计算体积包含1788个质量M_cl > 1.1x10^12 Msun的星系团，其中包括18个质量M_cl > 10^14 Msun的大质量星系团。它还包含1088797个质量M_gal > 2x10^9 Msun，光度L > 9.5x10^5 Lsun的星系。对于每个星团，我们确定了最亮的星团星系（BCG）。然后，我们计算了BCG不是投影中最接近星系团中心的星系团的分数f_BNC，以及Dv/s的比值，其中Dv是BCG和整个星系团之间的径向速度差，s是星系团的径向速度色散。f_BNC从低质量星系团（M_cl ~ 10^12 Msun）的0.05增加到高质量星系团（M_cl > 10^14 Msun）的0.5，与星系团红移无关。Dv/s的值在0到1.8之间变化。这些结果与先前的观测研究一致，并表明中心星系范式，即BCG应该在星系团的中心休息，通常是有效的，但例外情况太常见而不能忽视。对模拟中18个最大集群的合并树分析显示，其中16个集群在过去经历过重大合并。这些合并使每个集群处于非平衡态，但最终集群会进入平衡状态，除非它被另一个重大合并所干扰。我们发现的证据表明，这些合并是负责偏心的位置和特殊的速度的一些BCGs。因此，我们的研究…
2014-03-12 astro-ph.CO
The merger rate of galaxies in the Illustris Simulation: a comparison with observations and semi-empirical models
我们通过直接追踪暗晕中重子的含量，构造了星系的合并树。这些合并树被用来计算星系-星系合并率作为后代恒星质量、祖先恒星质量比和红移的函数。我们证明，最合适的定义的质量比的星系星系合并包括在采取两个祖质量的时候，次级祖达到其最大恒星质量。此外，我们通过允许一些物体在寻找后代时“跳过”快照，并且只考虑显示明确定义的“坠落”时刻的合并，来避免“孤儿”星系的影响。采用这些定义，我们得到了具有以下主要特征的星系-星系合并率的良好收敛的预测，除了最后一个之外，这些特征在性质上与晕-晕合并率相似：与红移的强相关性，演化为$\sim (1+z)^{2.4-2.8}$，关于质量比的幂律，以及对后代恒星质量的依赖性增加，对于质量大于$\sim 2 \times 10^{11} \, {\rm M_{\odot}}$的后代恒星，该曲线明显变陡。这些趋势与中等大小星系（$M_{\ast} \gtrsim 10^{10} \, {\rm M_{\odot}}$）的观测限制是一致的，但与最近对大质量星系（$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M_{\odot}}$）的密偶分数的观测结果有矛盾，后者报告了一个几乎恒定或减少的红移演化。最后，我们提供了一个拟合函数的星系星系合并率，这是准确的在很宽的范围内的恒星质量，祖质量比，和红移。
2015-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
What Do Statistics Reveal About the Black Hole versus the Bulge Mass Correlation and Co-evolution?
观测数据表明，超大质量黑洞（MBH）和星系核球（Mbulge）质量之间的相关性遵循近似线性的趋势，并且与核球而不是恒星总质量（Mgal）的相关性最强。随着红移的增加，当MBH >~ 10^{8.5} Msol时，相对于z=0的Gamma=MBH/Mbulge比值似乎也更大。这项研究更密切地关注统计数据，以更好地理解MBH-Mbulge相关性的创建和观察。有可能表明，如果星系合并统计数据可以驱动相关性，那么较小的合并会导致“线性收敛”，在高质量时最为明显，而较大的合并则具有中心极限收敛，更强烈地“减少了分散”。这种统计推理对星系形态是不可知的。因此，将统计预测（更多的主要合并==>更紧密的相关性）与观察（凸起=最紧密的相关性）相结合，将导致人们得出结论，更多的主要合并（贯穿整个合并树，而不仅仅是主要分支）会产生更突出的凸起。关于有争议的发现，伽玛增加红移，这项研究表明，为什么光度函数（LF）偏置参数，采取正确的面值，加强而不是削弱的结果。然而，校正LF偏差是没有必要的，因为类星体的BH质量标度是自举到z=0的正常星系中的MBH-Sigma* 相关性，并且类星体-类星体的比较是内部一致的。在蒙特卡罗模拟中，高伽马天体是“欠合并”的星系，通过较小的合并需要更长的时间才能收敛到线性。另一个证明星系在z >~ 2时质量不足的证据是类星体宿主对于它们的预期质量来说非常紧凑。
2010-02-13 astro-ph.CO
Testing the key role of the stellar mass-halo mass relation in galaxy merger rates and morphologies via DECODE, a novel Discrete statistical sEmi-empiriCal mODEl
合并和恒星形成在调节星系生长中的相对作用仍然是一个激烈争论的问题。在这里，我们提出了我们的DECODE，一个新的离散统计sweet-empiriCal的mODEl专门设计用于快速，有效地预测，在一个完整的宇宙学背景下，星系组装和合并的历史，任何给定的输入恒星质量晕质量（SMHM）的关系。DECODE根据精确的暗晕质量和所有暗晕（包括其他暗晕中的暗晕）的落入红移概率函数（因此是统计的）生成逐对象的暗物质合并树（因此是离散的），对质量或体积几乎没有分辨率限制。合并树，然后转换成星系组装的历史，通过输入，红移依赖SMHM关系，这是高度敏感的星系恒星质量函数的重要系统学和它的演化与宇宙时间。DECODE可以准确地再现流体动力学模拟和半解析模型的预测平均星系合并率和组装历史，当采用它们的SMHM关系的输入。在目前的工作中，我们使用DECODE证明，只有SMHM的关系暗示的恒星质量函数的特点是大丰度的大质量星系和显着的红移演化，至少在$M_\star \gtrsim 10^{11} \, M_\odot$，可以同时再现本地丰度的卫星星系，星系（主要合并）对以来$z \sim 3$，和增长的Brilliant星系团Galliant。同样的模型也可以重现椭圆星系的局部部分，假设这些是严格由主要合并形成的，但不是完整的膨胀盘比分布，这需要额外的过程。
2022-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting the frequencies of young and of tiny galaxies
一个简单的，1-方程，星系形成模型适用于来自高分辨率无耗散宇宙学模拟和1/4万蒙特卡洛晕合并树的晕合并树。星系形成模型涉及到一个尖锐的熵垒，防止气体吸积到低质量晕上，远离大质量晕中心区域的下落气体的冲击加热，以及超新星反馈，将气体赶出浅晕势阱。与第一种方法，我们表明，大部分的星系内的集团和集群质量晕，已知主要是矮椭圆星系，已获得了大部分的恒星质量通过气体吸积，而不是通过星系合并。使用第二种方法，我们定性地再现了恒星质量越大、年龄越大的缩小趋势，并预测随着质量低于10^10 M_Sun，年龄越大的增大趋势。我们发现，具有非常年轻的恒星星族（超过过去1.5 Gyr内形成的恒星质量的一半）的星系比例是现今恒星质量的函数，在m_crit=10^7.5-9.5 M_Sun时达到峰值0.5%，大致相当于蓝致密矮星的质量。我们预言，如果再电离前星系晕外围的IGM温度由H2冷却来设定，星系的质量函数在m_stars > 10^{5.5}，M_Sun处不应出现极大值，其斜率约为-1.6。我们推测最低质量星系的性质。
2011-03-28 astro-ph.CO
On the accuracy of dark matter halo merger trees and the consequences for semi-analytic models of galaxy formation
本文研究宇宙学模拟中暗物质晕并合树的数值伪影问题，量化不同工具组合的伪影发生率，发现HBT-HERONS可有效降低伪影，并通过半解析模型SHARK和GALFORM展示伪影对星系预测的影响及修复后的改进。
2025-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rise and fall of stellar discs across the peak of cosmic star formation history: mergers versus smooth accretion
从一个国家的最先进的宇宙流体动力学模拟，地平线-AGN星系合并树，我们进行了统计研究如何合并和平滑吸积驱动星系的形态特性以上$z > 1$。更具体地说，我们研究恒星的密度，有效半径和形状参数来自惯性张量取决于合并不同的质量比。我们发现了强有力的证据表明，在宇宙时间内，平滑的吸积往往会使小星系变平，从而形成盘。另一方面，合并，而不仅仅是主要的合并，表现出膨胀和破坏恒星盘的倾向，证实了椭圆星系的起源。我们还发现，椭圆星系更容易通过合并比盘星系的尺寸质量演化$r \prop M^{1.2}$而不是$r \prop M^{-0.5} - M^{0.5}$取决于合并质量比的大小增长。气体含量驱动的大小质量的演变，由于合并与气体贫星系$r \prop M^2$比气体丰富的星系$r \prop M$更快的大小增长。
2015-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major Mergers Going Notts: Challenges for Modern Halo Finders
合并具有相似质量的晕（即，重大合并）对光环发现者构成重大挑战。我们比较了五个晕发现算法（AHF，HBT，Rockstar，SubFind和VALCONIC CIraptor）的孤立和宇宙学的主要合并晕属性的恢复。我们发现，晕的位置和速度往往是强大的，但质量偏差存在的每一种技术。算法也显示出强烈的分歧，在流行和持续时间的主要合并，特别是在高红移（z>1）。这就为需要重大合并的理论模型带来了重大的不确定性，例如，星系形态变化，大小变化，或黑洞生长，以及寻找子弹团类似物。所有发现者不使用时间信息也显示主机晕和subhalo的关系交换在连续的时间步，需要仔细的合并树的建设，以避免有问题的质量吸积的历史。我们建议未来的算法应该结合相空间和时间信息，以避免所提出的问题。
2015-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Global Semi-Analytic Model of the First Stars and Galaxies Including Dark Matter Halo Merger Histories
本文构建纳入 Monte Carlo 暗物质晕并合树的高红移第一代恒星与星系半解析模型，校准最小成星晕质量，并评估质量离散、LW反馈及有限模拟体积对 SFRD 的影响。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal Merger Histories of Dark-Matter Haloes
我们研究合并历史的暗物质晕在一套N体模拟，跨越不同的宇宙学模型。模拟的情况包括最新的WMAP 5宇宙学和其他测试的情况下，基于Einstein-deSitter宇宙学与不同的功率谱。我们提供了一个强大的拟合函数的条件质量函数（CMF）的祖晕的一个给定的晕。这种拟合对于不同的宇宙学模型和不同的晕质量和红移都是有效的，并且比早期的估计有了显著的改进。基于这种拟合，我们发展了一种简单而精确的技术，用于将给定模拟晕的合并历史转换为不同质量、红移和宇宙学的晕。其他统计数据，如主要祖先的历史和合并率也被准确地转换。该方法可作为研究星系形成的有用工具。它对小时间步长下拟合的低精度不太敏感，因此可以取代更复杂的蒙特卡罗实现任务。作为一种替代方法，我们证实了Neistein和Dekel的早期发现，即主祖细胞遵循对数正态分布。合并树的这种性质使我们能够更好地捕捉它们的行为作为时间和后代质量的函数，但需要更广泛的模拟套件来评估对数正态参数对宇宙模型的依赖性。
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of massive black holes and their spins in their galactic hosts
[摘要] [.]我们研究质量和自旋的大规模黑洞的演化在半分析的星系形成模型，遵循沿合并树的暗物质晕的演变，以及重子组件（热气体，恒星和气体凸起，恒星和气体星系盘）。这使我们能够研究质量和自旋演化的大规模黑洞在一个自洽的方式，考虑到气体存在于星系核的吸积阶段和合并过程中的影响。此外，我们提出的预测，作为一个函数的红移，为一部分的气体丰富的黑洞合并-其中合并前的自旋对齐由于所施加的环双星盘的重力-磁力矩-而不是气体贫乏的合并，其中合并前的自旋方向大致各向同性。这些预测可以通过LISA或类似的空间引力波探测器（如eLISA/NGO或SGO）进行测试。
2014-04-16 astro-ph.CO gr-qc
A-SLOTH: Ancient Stars and Local Observables by Tracing Halos
星系被认为存在于暗物质的大型引力束缚结构中，即所谓的晕。虽然这些晕中最小的没有恒星或只有几颗恒星，但最大的却拥有整个星系团。在宇宙的历史中，光环经常碰撞和合并，形成越来越大的结构。合并树，即，不断演化的晕的目录，以及它们在生长和合并时的联系，已经成为描述和理解宇宙学物体（如我们的银河系）历史的重要工具。建立在这种合并树之上的半解析模型是宇宙学理论研究的常用方法。当需要考虑的空间和时间尺度的动态范围对于数值模拟来说变得太大时，这种模型的半分析性质特别有益。通过追踪晕的古代恒星和局部可观测物（A-SLOTH）就是这样一个半分析模型，它旨在以快速和可访问的方式模拟早期宇宙中的恒星形成。它使用合并树，无论是从数值模拟或统计算法产生的描述星系的历史。用近似和统计模型描述重子物理过程，特别是气体冷却、恒星形成和恒星反馈。该模型的应用范围很广，因此我们将其提供给科学界。
2022-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Core-halo mass relation of ultralight axion dark matter from merger history
在超轻轴子暗物质的结构形成的背景下，我们提供了一个替代的解释孤子核心和它们的主机晕在数值模拟中观察到的质量关系。我们的论点是完全基于二进制核心的主要合并过程中发生的质量增益，并在很大程度上独立于初始的核心晕质量关系分配给主机，刚刚崩溃。我们发现晕质量$M_h$和相应的核心质量$M_c$，$M_c\propto M_h^{2β-1}$，其中$(1-β)$是核心质量损失分数之间的关系。在随机合并树的核心群众的演变，我们发现我们的模型的经验证据。我们的结果是有用的统计模型的暗物质核心的星系及其子结构的性质在轴子暗物质宇宙学的影响。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
