Generation of massive stellar black holes by rapid gas accretion in primordial dense clusters
超新星理论认为，恒星起源的黑洞不可能单独达到50-135太阳质量的质量。我们在这里认为，这个质量差距是填补了黑洞，增长的气体吸积在致密的星团，如原球状星团。在星系团生命的前10百万年，在残余气体耗尽之前，吸积进行得很快。我们预言，质量间隙内的黑洞双星可以被LIGO观测到。
2019-12-23 astro-ph.GA
IMPETUS: New Cloudy's radiative tables for accretion onto a galaxy black hole
我们提出了数字表中出现的辐射条款，用于模拟吸积到星系中心的超大质量黑洞（SMBHs）的能量和动量方程。冷却和加热率和辐射加速度计算与两个不同的光谱能量分布（SED）。一个是由吸积盘+ [X射线]-幂律组成，而另一个是由吸积盘+ [电晕]-韧致辐射与$T_X=1.16 \times 10^8$ K，其中包括预先计算的绝热膨胀条件。提出了在操作时不同物理机制的量化，示出了在基本物理参数的不同范围（即，电离参数、密度和温度）。随着最近发现的外流起源于亚秒差距尺度，这些表可能提供一个有用的工具来模拟气体吸积过程到SMBH。
2016-08-02 astro-ph.GA
The effect of gaseous accretion disk on dynamics of the stellar cluster in AGN
如今天所知，在活动星系核的中心有一个超大质量黑洞、一个气态吸积盘和致密的星团。因此活动星系核的活动可以看作是这三个子系统相互作用的结果。在这项工作中，我们研究了一个中心星团周围的超大质量黑洞和一个中心吸积盘的动力学相互作用。由于旋转的吸积盘，作用在吸积盘中恒星上的耗散力导致中心星团相空间分布的不对称性。在我们的工作中，我们给出了星盘模型的一些结果，其中我们看到由于旋转气体吸积盘的影响，中心星团的密度和相空间发生了一些变化。
2016-10-10 astro-ph.GA
Active Dwarf Galaxy Database II: Connections between Host Galaxy Properties and Black Hole Accretion Signatures
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Washington State University（华盛顿州立大学）
本研究利用多波段方法交叉识别的活动矮星系样本，结合光谱能量分布模型和统计降维方法，发现不同识别方式选出的矮星系AGN在恒星形成率、恒星质量、AGN光度等性质上存在差异，可能对应吸积演化的不同阶段。
2025-10-30 astro-ph.GA
Modelling the accretion and feedback of supermassive black hole binaries in gas-rich galaxy mergers
我们引入了一个新的模型的吸积和反馈的超大质量黑洞（SMBH）的二进制文件的KETJU代码，这使我们能够解决的演变SMBH二进制文件的分离几十个史瓦西半径的富气体星系合并。我们的亚网格二进制吸积模型扩展了广泛使用的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积到二进制阶段，并采用优惠的质量吸积到二次SMBH，这是出于小规模的流体动力学circumbinary光盘模拟的结果。我们使用纯热或纯动力学活动星系核（AGN）反馈进行理想化的富气盘星系合并模拟。我们的双星吸积模型提供了更多的物理动机SMBH质量比，这是计算引力波（GW）引起的反冲速度的关键参数之一。我们模拟的SMBH双星的合并时间尺度在$t_{\rm merge}{\sim} 10$ - $400$ Myr范围内。等质量的星系合并导致最短的合并时间尺度，因为它们经历了最强烈的恒星爆发，随之而来的高恒星密度导致了快速的SMBH合并。与热AGN反馈相比，动力学AGN反馈预测更长的合并时间尺度，并导致更多的核心恒星轮廓，因为它更有效地从星系中心去除气体和淬灭恒星形成。这表明活动星系核反馈的实现在模拟SMBH聚结中起着至关重要的作用。我们的模型将有助于改善模拟SMBH合并在富含气体的星系，即将到来的LISA GW天文台的主要目标。
2023-02-18 astro-ph.GA
The Role of Cold Flows and Reservoirs in Galaxy Formation With Strong Feedback
我们研究了来自麦克马斯特无偏星系模拟（Stinson et al. 2010）的代表性星系中的气体吸积和随后的恒星形成。吸积气体是双峰的，在$10^5$ K处具有自然的温度划分，接近冷却曲线的峰值。冷模吸积在早期占主导地位，在红移z=2-4处产生总吸积的峰值，并在z $\sim$ 2以下呈指数下降。热模吸积在z=1-2附近达到峰值并逐渐下降。热模式超过冷模式吸积z $\sim$ 1.8的所有四个星系，而不是当星系达到一个特征质量。冷模吸积可以为恒星的形成提供燃料，而热模吸积则优先在晕中建立一个大型的热气库。晚期恒星的形成依赖于2-8 Gyr之前的储层气体。因此，该储层允许恒星形成速率超过当前的总体气体吸积速率。恒星反馈循环气体从星际介质回到热储层。更强的反馈导致更多的气体循环，气体在星系外流中的去除和更少的恒星形成，使模拟能够与观察到的恒星形成历史相匹配。特别是对于较低质量的星系，强反馈可以将恒星形成峰从z=2-4的吸积峰延迟到z=1-2。
2014-07-21 astro-ph.GA
Cold-mode and hot-mode accretion in galaxy formation: an entropy approach
我们分析了两个宇宙学变焦模拟与$M_{\rm vir}\sim 10^{12}{\rm\,M}_\odot$从NIHAO系列，有和没有反馈。我们表明，基于星系际介质状态方程的熵准则可以成功地分离冷模和热模吸积。激波加热的气体有不可忽略的湍流支持，冷却效率低。在没有反馈的模拟中，只有一小部分（$\sim 20$ %）的恒星质量来自于热环星系介质中的重子，尽管由于我们的统计数字很小，应该谨慎地做出定量结论。有反馈的情况下，这一比例更大，因为超新星加热的气体的再吸积，比吸积冲击加热的气体具有更低的熵和更短的冷却时间。我们比较了NIHAO的结果与GalICS 2.1半解析星系形成模型的预测。在GalICS 2.1中实现的激波稳定性判据成功地再现了从冷模到热模吸积的转变。
2022-06-25 astro-ph.GA
Chemodynamic evidence of pristine gas accretion in the void galaxy VGS 12
Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）；Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）；Lomonosov Moscow State University, Sternberg Astronomical Institute（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学斯登伯格天文研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）
VGS 12通过多波段观测提供了冷气体吸积的证据，其金属贫乏气体吸积导致气体丰度异常，揭示了冷吸积在星系成长中的作用。
2025-10-31 astro-ph.GA
Gas accretion onto the disc of a simulated Milky Way-mass galaxy
在星系形成和演化的标准范式中，星系的重子成分是由暗物质晕内气体的坍缩和凝聚形成的，后来又由气态物质的持续吸积而成长，既有扩散形式的，也有与其他系统合并的。在第一个阶段的快速和暴力的晕增长，气体解决成旋转支撑的结构，最终导致形成恒星盘。恒星演化并将经过化学处理的气体和能量返回到星际介质，主要是通过II型超新星爆炸。在圆盘区域，宇宙学上的气体吸积与超新星产生的外流结合，影响圆盘的流体动力学和结构特性，并产生垂直和径向的气体流动。在这项工作中，我们使用模拟御夫座项目，一套磁流体动力学，放大宇宙学模拟银河系般的星系，研究气体吸积到光盘的时间和径向依赖性。我们还研究了盘的演化，重点是由内而外的盘形成的情况下，这是化学演化模型的银河系的基本假设之一。
2021-06-11 astro-ph.GA
The New Numerical Galaxy Catalogue (ν^2 GC): Properties of Active Galactic Nuclei and Their Host Galaxies
本文介绍了一个星系形成的半解析模型--“新数值星系表”的最新结果，该模型与大宇宙学N体模拟相结合。该模型可以再现z < 6.0时星系的统计特性。本文主要研究活动星系核和超大质量黑洞的性质，特别是对黑洞吸积时间尺度的研究。我们发现，在z < 1.5和硬X射线光度为10^{ 44 }< erg/s的情况下，当我们假设吸积速率呈指数下降，并且吸积时间尺度与宿主晕或核球的动力学时间成正比时，与最近的观测估计相比，AGN的数密度被低估了。我们发现，要解决这个矛盾，吸积时标的亮度较低的活动星系核，而不是应该是一个函数的黑洞质量和吸积气体质量。这个时间尺度可以从环核环面和/或吸积盘中气体角动量损失的唯象模型中获得。这样的模型预测，对于z < 1.0的亮度较低的活动星系核，其吸积时间尺度要比明亮的类星体长，而明亮的类星体的吸积时间尺度为10^{ 7-8 }年。利用这个新引入的吸积时间尺度，我们的模型可以解释z < 6.0的活动星系核的光度函数。
2018-10-31 astro-ph.GA
Galaxy Formation Through Filamentary Accretion at z=6.1
本文介绍了z=6.0695 Lyman Break星系WMH 5的尘埃连续谱和[C II] 158 μ m谱线的ALMA观测结果。这些在0.3”空间分辨率下的观测结果显示，在尘埃和[C II]辐射中有一个紧凑的（~ 3 kpc）主星系，辐射的“尾巴”向东延伸约5 kpc（投影）。[C II]尾主要由两个速度不同的子分量组成，与核心的距离约为100和250 km/s，内部宽度约为80 km/s，我们称之为“次星系”。在个别通道影像中，子星系本身向东西方向延伸约3 kpc。[C II]尾巴平滑地加入到主星系速度场中。[C II]线连续比的主要和子星系的位置，在一个因素2。此外，这些比率与z~5.5 LBG相当。我们推测，WMH 5系统代表了星系的早期形成，通过较小的卫星星系的吸积，嵌入在一个更平滑的气体分布，沿可能的对流结构。这些结果与当前对早期星系形成的宇宙学模拟一致，并支持尘埃和吸积物质中的重元素在非常早期富集的想法。
2017-06-29 astro-ph.GA
Quiescent fractions in high-redshift galaxy groups reflect their hot-or-cold state of gas accretion
Université Paris-Saclay, CNRS, CEA（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心，法国原子能和替代能源委员会）；Instituto de Física, Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（天主教瓦爾帕萊索大學物理研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（黎明宇宙中心）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）
研究通过分析16个高红移星系群的静止分数，发现热吸积状态下静止分数约为50%，而冷吸积状态下则接近零，表明气体吸积状态影响星系静止化过程。
2026-11-11 astro-ph.GA
Cold accretion flows and chemical bimodality of the Milky Way galaxy
恒星中化学元素的丰度为星系形成提供了重要线索。最有力的诊断是α元素（O、Mg、Si、S、Ca和Ti）相对于铁（Fe）的相对丰度[α/Fe]，每种元素都是由不同种类的超新星产生的。在太阳附近存在两组不同的恒星，一组具有高[α/Fe]，另一组具有低[α/Fe]，这表明太阳附近的恒星有两种不同的起源。然而，实现这种双峰性的具体机制尚不清楚。在这里，我们表明，冷流假说最近提出的吸积过程中的原始气体到形成的星系预测两个情节的恒星形成分离的间隙6-7 Gyr前，自然解释了观察到的化学双峰。我们发现，形成高[α/Fe]恒星的恒星形成的第一阶段是由“真正的”冷流引起的，在这种冷流中，未加热的原始气体以自由落体的方式吸积到星系盘上。第二阶段的恒星形成过程形成了低[α/Fe]恒星，这是由缓慢得多的气体吸积维持的，因为曾经被加热的气体在辐射的作用下逐渐冷却。冷流假说也可以解释在银河系中观测到的气体吸积历史的空间变化的丰度模式的大尺度变化。
2018-09-07 astro-ph.GA
GASP. VII. Gas accretion onto an isolated galaxy
理论上，流入的气体细丝是星系成长的主要原因之一。尽管如此，从观测上讲，探测正在进行的气体吸积是具有挑战性的。作为气体剥离现象的星系与MUSE（GASP）计划的一部分，我们提出了一个螺旋星系在z=0.04648的分析，其特征确实是一致的情况下，气体吸积起着重要作用。支持这一观点的最突出的间接证据是：1）星系是孤立的，它的位置排除了在稠密环境中预期的机制。2)它表现出明显的向西延伸的不平衡性。根据空间分辨的恒星形成历史，这个组成部分形成于小于6x10^8年前。3)它有许多大而细长的HII区域，这是由于磁盘不稳定而导致的碎片化的迹象。4)恒星和气体的运动学是围绕同一轴对称的，但在气体中，负速度的轨迹向东凸出，好像新的气体以不同的方向和速度下落。5)金属丰度分布是不均匀的，从中心到郊区，特别是在西南侧，显示出异常陡峭的梯度。6)亮度加权年龄一般较低（~8 Gyr），特别是沿着从西南向北穿过星系的轨迹（<7 Gyr）。它可能会追踪到吸积气体的路径。这些发现表明，气体流入可能来自银河系的西南侧。
2018-02-20 astro-ph.GA
Accretion and Feedback in Star Cluster Formation
恒星团簇形成不太可能是一个突然的事件：相反，物质会在很长一段时间内流向团簇的形成地点，即使恒星形成并向该地区注入能量。星系团的气态前身必须在吸积和反馈的竞争影响下持续几个交叉时间，因为恒星的形成是一个缓慢的过程。因此，新生的星团应该保留着这场竞争的记忆。使用解析近似，我们评估的气体，映射制度，其中各种类型的反馈是弱或强的动态状态。原恒星外流，辐射压力，电离气体压力占。与观测结果的比较表明，反馈通常不能在更大的、快速吸积的星系团中排出气体，但反馈可能会通过作用于更大的尺度来饿死吸积。
2017-12-05 astro-ph.GA
Super-Eddington Accretion in the WISE-Selected Extremely Luminous Infrared Galaxy W2246-0526
我们使用光学和近红外光谱来观察静止紫外线发射线，并估计黑洞质量的WISEA J224607.56-052634.9（W2246-0526）在z = 4.601，最明亮的热尘埃遮蔽星系尚未发现的WISE。从MgII-2799 A发射线的宽分量，我们测量到一个黑洞质量log（M_BH/M_sun）= 9.6 +- 0.4。宽CIV-1549 A线是不对称的，并且显著蓝移。从蓝移校正的宽CIV线宽导出的M_BH与MgII结果一致。通过使用采样良好的SED直接测量，测辐射热光度为3.6 * 10^14 L_sun。W2246-0526的相应爱丁顿比为lambda_Edd = L_AGN / L_Edd = 2.8。这种高爱丁顿比可能达到由于吸积流中的光子捕获而使光度饱和的水平，并且对质量吸积速率不敏感。在这种情况下，W2246-0526中的M_BH增长率将超过从观测到的光度导出的表观吸积率。
2018-10-06 astro-ph.GA
Gas accretion as fuel for residual star formation in Galaxy Zoo elliptical galaxies
在这封信中，我们构建了一个大样本的早期类型的星系测量气相金属丰度从斯隆数字巡天和星系动物园，以调查燃料的气体的起源，其剩余的恒星形成。我们使用这个样本来表明，恒星形成的椭圆星系有一个显着不同的气相金属丰度分布从螺旋星系，与~7.4%具有非常低的气相金属丰度为他们的质量。这些系统通常在气相中的金属比它们在恒星光球中的金属要少，这强烈表明，为它们最近的恒星形成提供燃料的物质是从外部来源吸积的。我们使用的化学演化模型表明，低金属丰度气体的富集时间尺度是非常短的，因此，宇宙吸积和轻微的合并可能会提供气体在>37%的恒星形成ETG，在良好的协议与其他独立技术的估计。
2019-09-03 astro-ph.GA
Cosmological Hydrodynamic Simulations of Preferential Accretion in the SMBH of Milky Way Size Galaxies
使用一个新的，高分辨率的宇宙流体动力学模拟银河系型（MW型）星系，我们探讨了如何合并丰富的组装历史影响的质量预算的中央超大质量黑洞（SMBH）。我们研究了一个MW质量晕在目前的时代，其演变的特点是由几个主要的合并隔离合并历史的重要性黑洞吸积。本研究是Bellovary et. 2013年，分析了高质量、高红移星系及其中心黑洞的吸积，发现中心黑洞的气体含量反映了宿主星系晕吸积的东西。在这项研究中，我们发现，合并丰富的星系将有一个中央SMBH优先合并气体喂养。此外，我们发现近30 $\%$的吸积质量预算的SMBH进入星系通过在其历史上的两个主要的合并，这可能是增加合并气体燃料SMBH。通过调查的角动量的气体进入主机和SMBH，我们确定合并气体进入星系的角动量较低的平滑吸积相比，部分占优先加油见证SMBH。此外，合并的存在，特别是主要合并，也有助于将低角动量气体更容易地汇集到星系中心。我们的研究结果表明，星系合并中起着重要的作用，在饲料的SMBH MW型星系合并丰富的历史。我们的研究结果表明，星系合并中起着重要的作用，在饲料的SMBH MW型星系合并丰富的历史。
2018-06-05 astro-ph.GA
Chemical enrichment of stars due to accretion from ISM during the Galaxy's assembly
利用厄里斯放大宇宙学模拟银河系类似物的组装，我们研究了化学富集的恒星由于吸积的金属富集气体从星际介质在银河系的发展。我们考虑贫金属和老恒星的星系晕和隆起，并利用恒星轨道，气体密度和金属丰度分布在厄里斯。假设是球对称的邦迪-霍伊尔吸积，我们发现在红移z < 3时，晕星和核球星吸积金属的速率分别约为10^-24太阳质量/年和10^-22太阳质量/年，但在红移较高时，由于气体密度增加，吸积速率增加了百倍，达到约10^-20太阳质量/年。膨胀星和晕星在高红移时吸积了类似数量的金属，因为在这些红移时，运动学上不同的膨胀星和晕星还没有发展，这两组恒星平均在ISM中遇到类似的金属分布。在极端情况下，吸积作用可以使主序星富集到[Fe/H] -2，吸积作用导致的中等富集水平约为[Fe/H]-6 ~-5。由于吸积作用主要发生在高红移处，因此它是α富集的，富集到[α/Fe]~0.5。我们发现，在[Fe/H] <-5时，吸积金属的富集作用足以影响晕星的金属丰度分布函数。这表明，金属吸积的存在可能会阻碍从目前观测到的金属丰度来推断大多数贫金属星的诞生化学环境。特殊的富集模式，如那些预测来自对不稳定超新星可能有助于解开恒星的出生和吸积金属含量。
2017-05-29 astro-ph.GA
Shrinking Galaxy Disks with Fountain-Driven Accretion from the Halo
大多数星系中的恒星形成需要宇宙气体吸积，因为与哈勃时间相比，气体消耗时间很短。这种吸积可能来自于卫星碎片、冷流和热晕气体在冷盘界面的凝结，也许还得到了星系喷泉的帮助。一般来说，吸积物的比角动量与接收它的盘的部分不同，即使气体来自附近的晕。然后，随着时间的推移，气盘会膨胀或收缩。在这里，我们表明，在喷泉模型中的恒星形成率成正比的速率的晕气体的冷凝将保持一个初始的形状，如指数，缩小规模的长度，留下一个恒星盘与稍陡的轮廓的年轻恒星附近的中心。对于大多数星系来说，这个过程是缓慢的，产生了难以察觉的径向速度，它可能由其他扭矩主导，但它对蓝色致密矮星来说可能很重要，因为它们的内部恒星盘往往具有大而不规则的气体储存和陡峭的蓝色轮廓。
2014-11-02 astro-ph.GA
On the accretion history of galaxy clusters: temporal and spatial distribution
我们分析了欧拉AMR宇宙学模拟的结果，以量化的质量增长的星系团，探索暗物质和重子之间的差异。我们已经确定了每个质量组件的质量组装历史（MAH），并计算了几个代理的瞬时质量吸积率（MAR）。这两个组件的质量增长显然是由主要合并的贡献，但高MAR也可以发生在平稳吸积期。我们探索了MAR、合并事件和星系团环境之间的相关性，发现在通过MAH进行重大合并的大规模星系团中，$1 \leq r/R_{200m} \leq 1.5$的平均密度与$Γ_{200m}$密切相关。通过对暗物质速度剖面的研究，我们发现MAR代用指标$Γ_{200m}$和$α_{200m}$之间存在着很强的相关性。最后，我们提出了一种新的方法来研究模拟中气体吸积流的角分辨分布，它允许提取和解释吸积图像的主要贡献，并使用多极分析来评估这些贡献中的每一个的物理特性之间的系统差异。我们已经初步应用该方法的最佳数值解决集群在我们的模拟。在最显著的结果中，我们发现通过宇宙细丝下落的气体与各向同性组分相比具有系统性的较低熵，但我们没有发现温度的明显区别。
2020-09-29 astro-ph.GA
Bridging scales: Modeling suppressed Bondi accretion on black holes and its impact on galaxy growth
Yale University（耶鲁大学）；Harvard University（哈佛大学）；Northwestern University（西北大学）
本研究将GRMHD模拟揭示的黑洞磁抑制邦迪吸积方案纳入星系演化半解析模型，通过限制亚爱丁顿吸积体抑制并调整反馈效率，同时匹配低红移观测与早期黑洞快速增长需求，为跨尺度物理耦合提供桥梁。
2025-11-11 astro-ph.GA
Accretion of Small Satellites and Gas Inflows in a Disc Galaxy
星系间的相互作用对星系的演化有着重要的影响。宇宙学模型预测星系周围有大量的小卫星。研究这些小卫星对宿主的影响很重要。目前的工作探讨的影响，小N体的球形卫星的总质量比在1：1000-1：100的范围内诱导气体流的盘状星系的中心区域与晚型形态类似的银河系。两个模型星系被认为是：禁止和非禁止模型，后者的动机，以更好地隔离和了解卫星的影响。几个圆形和非圆形的轨道进行了探讨，考虑到两个proximde和retroperitoneal方向。我们表明，卫星与这样小的质量比仍然可以产生可观察到的扭曲的气体和恒星组成的星系。在气体流动方面，椭圆形轨道更有利于产生气体流动，在某些情况下，星系中高达60%的气体被驱动到中心区域。我们发现，因此，小卫星可以诱导显着的气体流的盘星系，这是相关的背景下，活跃的星系核燃料的中心区域。
2019-12-04 astro-ph.GA
The Narrow-Line Seyfert 1 Phenomenon: Accretion State Versus Host Galaxy Properties
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
通过分析约12,000个SDSS 1型活动星系核，发现窄线赛弗特1星系（NLS1）与宽线赛弗特1星系（BLS1）的差异主要源于吸积状态而非宿主星系演化，NLS1代表高吸积率端。
2026-06-16 astro-ph.GA
Star formation and black hole accretion activity in rich local clusters of galaxies
本文研究了位于附近两个（z $\sim$ 0.2）丰富的星系团Abell 983和1731中的星系的恒星形成和中心黑洞吸积活动。目的：我们能够量化的模糊和未模糊的恒星形成率，以及存在的活动星系核（AGN）作为一个功能的环境中，星系位于。研究方法：我们用前所未有的深红外斯皮策观测（0.2 mJy@24微米），近红外帕洛玛成像和光学WIYN光谱瞄准了这些星团。我们的观测范围（$\sim$ 3维里半径）涵盖了从非常密集的星团中心到非常稀薄的星团外围和吸积区域的广泛的可能环境。结果：这两个星系团的恒星形成成员的恒星形成率与同时代场星系的恒星形成率相当。光谱确认成员的空间排列的分析揭示了相对于A983的更均匀分布，A1731的分布延长。新出现的图片与A983是一个完全演化的星团相一致，与仍然活跃的A1731形成对比。结论：对特定恒星形成率的分析揭示了沿着A1731的类顺时针结构进行星系预处理的证据。此外，朝向星系团核心的恒星形成星系和活动星系核数量的减少表明，星系团环境正在加速星系的老化过程，并阻止了促进恒星形成和黑洞吸积活动的冷气体的进一步吸积。
2016-01-22 astro-ph.GA
AGN lifetimes in UV-selected galaxies: a clue to supermassive black hole-host galaxy coevolution
超大质量黑洞（SMBH）与其宿主星系之间的共同演化已经提出了十多年，尽管关于黑洞吸积活动调节$z>1$星系恒星形成的直接证据很少。本文研究了$UV$ -选择红序列（RS）、蓝云（BC）和绿谷（GV）星系中X射线活动星系核（AGN）的寿命，发现活动星系核吸积活动在$z\sim1.5-2$的GV星系中最显著，而RS和BC星系则相对较弱。我们还比较了活动星系核吸积时间尺度与典型的颜色过渡时间尺度的$UV$选择的星系。我们发现，GV星系在$z\sim1.5-2$处的寿命与其活动星系在这些红移处处于高吸积率模式时的典型时间尺度非常接近;对于BC星系，色变时间尺度与黑洞强吸积寿命之间的一致性更可能发生在较低的红移（$z<1$）处。我们的结果支持这样一种假设：活动星系核吸积活动控制着宿主星系的$UV$色变，使得星系和它们的中央SMBH相互协同演化。
2021-10-26 astro-ph.GA
Formation of supermassive black hole seeds in nuclear star clusters via gas accretion and runaway collisions
在$z \gtrsim 6$已经发现了200多个质量为$\gtrsim 10^9\,\mathrm{M_{\odot}}$的超大质量黑洞。形成SMBH的一个有希望的途径是通过质量为$\sim 10^{3-5}\,\mathrm{M_{\odot}}$的超大质量恒星（SMS）坍缩成种子黑洞，这些种子黑洞可以增长到$z\sim 7$观测到的$10^9\,\mathrm{M_{\odot}}$ SMBH的几倍。在本文中，我们探讨如何与质量$\sim 10^{3-5}\,\mathrm{M_{\odot}}$的SMS可以通过气体吸积和逃逸恒星碰撞高红移，金属贫核星团（NSCs）使用理想化的N体模拟。我们探讨物理驱动的吸积方案，例如邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积和爱丁顿吸积，以及简化的方案，如常数吸积。当气体存在时，吸积时间尺度仍然比与最大质量物体（MMO）碰撞的时间尺度短得多。然而，总的来说，星团中任何两颗恒星之间碰撞的时间尺度可以与吸积时间尺度相当或更短，因此碰撞仍然在确定SMS的最终质量方面发挥着至关重要的作用。我们发现，这个问题是高度敏感的初始条件和我们假设的配方的吸积，由于高度混乱的性质的问题。决定质量增长机制的关键变量是MMO的质量和可用于吸积的气体储层。根据不同的条件，SMS的质量$\sim10^{3-5} \,\mathrm{M_{\odot}}$可以形成所有三个吸积的情况下，在…
2021-05-14 astro-ph.GA
Exploring lenticular galaxy formation in field environments using NewHorizon: evidence for counter-rotating gas accretion as a formation channel
利用 NewHorizon 模拟发现场环境透镜星系主要通过并合和反向旋转气体吸积形成，后者以气体角动量抵消为关键机制，可在短于十亿年时间内停止恒星形成。
2024-11-08 astro-ph.GA
Gas Accretion and Angular Momentum
在这一章中，我们回顾了气体吸积的角动量的收购，在星系和它们的气体晕的作用。我们首先讨论角动量在暗物质晕，潮汐扭矩理论和合并的重要性进行了简要的回顾，然后在这个框架内，假设晕气体冲击热的维里温度的晕，以下相同的自旋分布的暗物质晕冷却到晕的中心，形成一个星系有一个典型的图片星系形成的讨论。在最近的观测证据表明存在的高角动量气体的星系晕的背景下，我们回顾最近的宇宙学流体动力学模拟，已经开始强调的作用，“冷流”吸积-各向异性气体吸积沿宇宙细丝，不冲击热下沉到中央星系。我们讨论了这些模拟的影响，回顾了一些最近的发展在文献中，并建议修订的正则模型，因为它涉及到预期的角动量含量的气体晕星系周围。
2016-12-01 astro-ph.GA
TRINITY VI: Connection between Galaxy Star Formation Rates and Supermassive Black Hole Accretion Rates from z=0-10
本文利用TRINITY模型研究z=0-10星系恒星形成率与超大质量黑洞吸积率的关系，揭示两者比率随红移的演化规律，并为z>6大质量类星体的形成提供了暗物质晕快速增长的统一解释。
2025-02-10 astro-ph.GA
Gas accretion from halos to disks: observations, curiosities, and problems
从宇宙网到星系晕，最终到星系盘的气体吸积是现代宇宙学模型的预测，但很少直接观察到，也很少以恒星形成的预期速度观察到。在这里，我们说明了可能的大规模宇宙HI吸积到附近的矮星暴星系IC 10，观察与VLA和GBT。我们还认为，宇宙吸积是其他矮星系的星爆区的金属丰度急剧下降的起源，与10米GTC观察。最后，我们对正常矮不规则星中宇宙吸积的重要性提出了质疑，最近对它们遥远的外部区域的研究认为没有必要或没有证据表明持续的气体积累。
2015-11-18 astro-ph.GA
Gas Accretion Traced in Absorption in Galaxy Spectroscopy
在星系光谱中观察到的追踪扩散物质的吸收跃迁的正速度位移是朝向宿主系统的气体流动的明确特征。光谱探测，例如，在静止坐标系光学中的NaI D共振线或近紫外线中的Mg II和Fe II，原则上对沿着星系恒星成分视线的任何地方的~ 100- 10，000 K温度下的冷物质的下落敏感。然而，这种红移吸收特征的安全检测已被证明是具有挑战性的，因为冷气体流出的普遍存在引起沿相同视线的蓝移吸收。在本章中，我们将回顾对这一现象的真实检测。对NaI D线剖面的分析揭示了许多观测到的早期型和/或活动星系核宿主星系的红移吸收的例子，而MgII和FeII的光谱学提供了证据，表明在z ~ 0.5-1处>5%的发光恒星形成星系上正在进行气体吸积。然后，我们讨论了潜在的突破性的好处，未来的努力，以提高光谱分辨率的研究，并利用空间分辨光谱的新的限制流入的气体形态。
2016-12-02 astro-ph.GA
On the formation of star-forming galaxies having anomalously low-metallicity regions: the role of galaxy interaction and CGM/IGM accretion
本研究利用MaNGA数据中的510个异常低金属丰度星系，发现冷气体吸积是主因，星系相互作用为次因，共同导致低金属丰度现象。
2025-09-24 astro-ph.GA
Mass accretion toward black holes in the final phase of galaxy mergers
我们研究了星系合并的最后阶段，专注于超大质量黑洞（SMBHs）和星际介质之间的相互作用，在中央sub-kpc区域，使用N体/流体动力学代码。这个数值实验的目的是了解由两个或两个以上的星系合并与SMBH，其质量为$10^7 M_\odot$的气体的命运。我们观察到当两个黑洞（BH）之间的距离迅速减小时，对一个SMBH的质量吸积率超过爱丁顿吸积率。然而，这种快速吸积阶段不会持续超过$10^7$年，并且它下降到准稳定吸积阶段爱丁顿速率的$\sim$ 10%。快速吸积是由气体向恒星组分的角动量转移引起的，而准稳态阶段的中等吸积是由盘中的湍流粘性和引力矩引起的。第二次合并事件增强了BH的质量增长;然而，这个阶段的发生时间与第一次合并事件相似。当反馈能量为$(2 \times 10^{-4} - 2 \times 10^{-3} )\dot{M} c^2$（其中$\dot{M}$为对$r= 1$ pc的吸积率）时，活动星系核的反馈与黑洞的质量吸积在合并星系的中心区可以共存。对于$0.02 \dot{M} c^2$，在准稳态吸积阶段，吸积速率被$\sim$ 1/50抑制.最终落到每个BH的气体部分约为所供应的总气体质量（$10^8 M_\odot$）的5-7%，并且15-20%的气体在100 pc内形成环核气体。这种残余气体严重掩盖了合并事件期间活动星系核（AGN）的发光相位，而适度的AGN反馈…
2019-12-23 astro-ph.GA
Gas accretion onto galaxies and Kelvin-Helmholtz turbulence
在星系的生命周期中持续不断的恒星形成表明，低金属性气体正从环星系介质中稳定地流入。此外，大尺度结构形成的宇宙学模拟表明，气体是从星系形成的晕中吸积到星系上的。直接观测是困难的，但在最近几年的观测表明，气体流入从环星系介质。在这里，我们建议一个间接的观测探测：寻找大规模（超过几个千秒差距）的吸积造成的湍流。作为一个具体的例子，我们考虑吸积流与星系盘共面，并认为开尔文-亥姆霍兹湍流将产生。我们采用半解析模型的湍流，并推导出预期的湍流功率谱。后者被证明是一个独特的形状，可以与观测功率谱。作为一个说明性的例子，我们使用银河系的参数。
2022-07-18 astro-ph.GA
The build-up of the cD halo of M87 - evidence for accretion in the last Gyr
我们提出的运动学和光度证据吸积事件的晕中的cD星系M87在最后的Gyr。利用M87晕中约300个行星状星云（PN）的速度，我们在PN相空间中发现了一个类似人字形的子结构。我们实现了一个概率高斯混合模型，以确定属于V形的PN。通过对M87深V波段图像的分析，我们发现与人字形相关的PN密度最高的区域是可见光下的冠状子结构。我们将N_（PN，sub）=54分配给亚结构，它沿长轴延伸超过~50 kpc，在那里我们还观察到椭圆度轮廓的径向变化和颜色梯度。亚结构在半径为70 kpc的20 kpc x 60 kpc区域具有最高的表面亮度。在该区域中，它导致表面亮度增加> 60%。吸积事件与一个V波段光度L=2.8 \pm 1.0 x 10^9 L_（太阳，V），颜色（B-V）=0.76 \pm 0.05，恒星质量M=6.4 \pm 2.3 x 10^9 M_太阳的祖先星系相一致。这个前身星系的吸积导致了M87在最后一个Gyr的外晕的重要修改。它本身就是强有力的证据，表明星系的cD晕是通过星系等级演化模型预测的较小星系的吸积而增长的。
2015-06-08 astro-ph.GA
A direct measurement of galaxy major and minor merger rates and stellar mass accretion histories at $z < 3$ using galaxy pairs in the REFINE survey
我们测量的作用，主要和次要的合并形成的恒星质量的星系$0<z<3$使用组合的$\sim 3.25$度$^{2}$的最深的地面近红外成像的一部分，到目前为止的REFINE调查。我们测量的对分数和合并分数的星系合并不同的质量比，并量化的合并率与新测量的时间尺度来自于插图模拟的红移和合并质量比的函数。我们发现，在$0 < z < 3$的主要合并与质量比大于1：4发生$0.85^{+0.19}_{-0.20}$倍，平均每个星系，而较小的合并到1：10的比例发生平均$1.43^{+0.5}_{-0.3}$倍。我们还量化的作用，主要和次要的合并在星系形成中，从而增加质量，由于主要合并是$93^{+49}_{-31}$ %，而次要合并占增加$29^{+17}_{-12}$ %，因此主要合并增加更多的恒星质量的星系比次要合并在这个时代。总的来说，合并将使这个时期的大质量星系的质量增加一倍以上。最后，我们比较我们的模拟结果，发现轻微的合并是在Illustris和半分析模型预测，这表明在星系组装的这个基本方面的观测和理论之间的不匹配。
2022-07-08 astro-ph.GA
How well is angular momentum accretion modelled in semi-analytic galaxy formation models?
晕中的气体冷却和吸积将质量和角动量传递给星系。在这项工作中，我们调查的准确性，这一重要的过程中，在几个不同的半解析（SA）星系形成模型（GALFORM，L-GALAXIES和MORGANA）通过比较流体动力学模拟与移动网格代码AREPO。SA模型和模拟都在没有任何反馈或金属富集的情况下运行，以便专注于冷却和吸积过程。这里考虑的所有SA模型都假设气体从球形晕冷却。我们发现，气体从维里半径$r_{\rm vir}$移动到晕圈中心区域$r\sim 0.1 r_{\rm vir}$时保持角动量的假设与我们的模拟结果大致一致，在模拟结果中，气体在此过程中通常保持$70-80\%$的角动量。我们还发现，与模拟相比，MORGANA模型倾向于高估冷却气体的平均比角动量，L-GALAXIES模型也倾向于高估低红移质量晕，而两个较老的GALFORM模型倾向于低估角动量。总的来说，由Hou等人开发的新GALFORM冷却模型的预测与模拟最吻合。
2021-08-26 astro-ph.GA
Accretion in action: phase space coherence of stellar debris and globular clusters in Andromeda's South-West Cloud
当前宇宙学范式的一个中心原则是，星系随着时间的推移通过较小系统的吸积而成长。在这里，我们提出了新的运动学测量中心附近的一个dennious明显的子结构，西南云，在我们最近的巨大邻居，仙女座星系的外晕。这些观测结果表明，该地区的西南云的运动学特性是一致的PA-8，一个球状星团先前被证明是同空间的恒星子结构。从这个意义上说，这种情况让人想起人马座矮星系中心附近的少数球状星团，这个系统目前正在被吸积到银河系中，证实吸积不仅将恒星，而且将球状星团沉积到大星系的晕中。
2014-08-26 astro-ph.GA
Search for gas accretion imprints in voids: II. The galaxy Ark 18 as a result of a dwarf-dwarf merger
低质量低表面亮度（LSB）盘星系Arakelian 18（Ark 18）位于波江座空洞，由于其孤立性，它是研究这种星系类型形成和演化机制的理想案例。它的复杂结构包括一个扩展的蓝色LSB盘和一个明亮的中心椭圆形部分，其中有一个巨大的偏心恒星形成团。我们提出了深入的研究方舟18号的基础上观察与SCORPIO-2长缝摄谱仪和扫描法布里-珀罗干涉仪在俄罗斯6米望远镜补充档案多波长图像和SDSS光谱。方舟18似乎是一个暗物质占主导地位的富含气体的星系，没有径向金属丰度梯度。所观察到的电离气体的速度场很好地描述了两个圆形旋转组件相对于彼此适度倾斜，并在外盘可能的翘曲。我们估计星系中心年轻恒星星族的年龄约为1.4亿年，而最亮的恒星形成团似乎要年轻得多。我们的结论是，LSB盘可能是一个矮星-矮星合并的结果，其组成部分的恒星质量比至少为5：1，发生在3亿年前。最亮的恒星形成团可能是后来由气体云吸积形成的。
2021-02-27 astro-ph.GA
Enhanced Star Formation and Black Hole Accretion Rates in Galaxy Mergers in IllustrisTNG50
本文利用IllustrisTNG50模拟分析星系并合对恒星形成和黑洞吸积的影响，发现并合星系在低红移下sSFR和sBHAR显著增强且持续至少约1 Gyr，为理解高红移宇宙提供了重要依据。
2025-07-07 astro-ph.GA
Evolution of molecular clouds on galaxy-cloud scale revealed by gravitational network analysis : High-mass clouds may deplete nearby gas via accretion or merging
本研究将星系NGC 628的分子气体建模为引力网络，发现大质量云通过吸积或并合耗尽附近气体而趋于孤立，低质量云则位于紧密子网络中更易演化。
2025-01-30 astro-ph.GA
The impact of feedback and the hot halo on the rates of gas accretion onto galaxies
我们调查的物理驱动气体吸积率到星系中心的暗物质晕使用EAGLE套件的流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在红移$z{\le}2$的吸积率增加到星系的晕质量范围$10^{10}-10^{11.7}M_{\odot}$的晕质量，之间的晕质量$10^{11.7}-10^{12.7}M_{\odot}$，并再次增加更高质量的晕。然而，星系气体吸积不平坦的中间晕质量时，活动星系核反馈关闭。为了更好地理解这些趋势，我们开发了一个物理驱动的星系气体吸积的半解析模型。我们表明，扁平化是由热晕的气体冷却速率。冷却半径与维里半径之比并不像一般认为的那样随晕质量的增加而连续减小。虽然它减少到${\sim}10^{13}M_{\odot}$晕，它增加更高的晕质量，导致星系气体吸积率上升。这可能表明，在高质量晕AGN反馈是不够有效的。当没有活动星系核反馈时，热晕的密度较高，冷却半径与维里半径的比值减小幅度较小，冷却速率较高。恒星反馈效率的变化也可以增加或减少星系的吸积率。这种趋势可以用前体星系喷射出的气体的再吸积和恒星反馈对黑洞生长的抑制来解释。
2018-04-04 astro-ph.GA
Reconstructing the mass accretion histories of nearby Red Nuggets with their globular cluster systems
人们普遍认为，大质量星系是通过原位坍缩和非原位吸积的结合形成的。原位成分形成较早，其中气体塌陷和压实导致在$z>1$中看到的大量致密系统（蓝色和红色“金块”）的形成。随后的卫星吸积带来了非原位物质，使这些金块的大小和质量增加，成为我们在当地看到的大质量早期星系（ETG）。由于吸积过程中的随机性，在少数罕见的情况下，红块将演变到今天经历了很少的异位质量吸积。由此产生的巨大、紧凑和古老的物体被称为“遗迹星系”。详细的恒星星族和运动学分析是研究这些系统所必需的。然而，另一个关键方面在于确定它们自形成以来所累积的异地质量的比例。球状星团系统可以用来限制这一部分，因为大质量星系中最古老和最贫金属的球状星团主要是吸积的，非原位人口。遗迹星系及其球状星团系统的形成模型表明，由于它们的早期压实和有限的吸积暗物质为主的卫星，遗迹星系应该有特征性的低暗物质质量分数相比，ETG相同的恒星质量。
2020-06-04 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: How Galaxy Interactions Influence Active Galactic Nuclei
利用MaNGA积分场光谱巡天的最终数据，对星系对和孤立星系的活动星系核进行了比较研究。我们建立了一个样本的391运动学星系对的足迹内的调查，并选择活动星系核使用调查的光谱。我们使用的活动星系核样品的同动体积密度来量化的影响，潮汐相互作用的触发核吸积。我们的假设是，对样本中包含的活动星系核不仅是由随机吸积，而且潮汐诱导吸积和相关吸积触发。在控制样本固定随机触发活动星系核的水平的情况下，我们将潮汐诱导吸积和相关吸积的强度模拟为预计分离（rp）的函数，并将模型期望值与双活动星系核和偏置活动星系核（单个活动星系核）的观测体积密度进行比较成对）。在rp ~ 10 kpc，我们发现潮汐相互作用诱导的活动星系核比随机加燃料的活动星系核多30%，并且由于相关性，导致约12%的偏移活动星系核成为双重活动星系核。这两种效应的强度都随着rp的增加而减小。我们还发现，OIII光度的活动星系核的星系对是一致的孤立星系中发现的，可能是因为stocheroscopicfed活动星系核占主导地位，即使在密切的对。我们的研究结果表明，虽然我们可以检测潮汐诱导的影响统计，它是具有挑战性的独立潮汐诱导活动星系核和随机触发的活动星系核的相互作用的星系。
2022-12-06 astro-ph.GA
Accretion-Driven Turbulence and the Transition to Global Instability in Young Galaxy Disks
年轻星系盘中气体吸积的一个简单模型表明，快速的湍流运动可以由吸积能量驱动，时间为t_acc~2（<$^{0.5} GM ^2/xi V^3）^{0.5}，其中<$c是进入盘湍流的吸积能量的分数，M和V是星系质量和旋转速度，xi是吸积速率。在t_acc之后，吸积被盘不稳定性所取代，成为湍流驱动的来源，在那之后不久，年轻恒星的能量反馈应该变得重要。恒星形成速率在1 ~ 2 t_acc后达到吸积速率的平衡，取决于每动力学时间的恒星形成效率。在高红移星爆盘中观察到的快速湍流不太可能是由吸积驱动的，因为初始的t_acc阶段在星爆出现时已经结束。然而，当观测到的大质量团块首次形成时，早期一定存在的高湍流速度可能是由吸积能量驱动的。z~2星团星系气体中的高相对速度色散和与恒星质量相当的气体质量的综合观测结果表明，要么恒星形成效率相当高，可能比本地星系高10倍，要么所观察到的湍流是由年轻恒星驱动的。
2010-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The big picture of AGN feedback: Black hole accretion and galaxy evolution in multiwavelength surveys
大规模的河外巡天观测使我们能够在统计意义上追踪超大质量黑洞、它们的宿主星系以及它们的暗物质晕在宇宙时间内是如何一起演化的，从而探索活动星系核反馈对星系演化的影响。最近的研究发现，黑洞的吸积状态与星系恒星星族、局部环境以及气体和尘埃的遮蔽之间存在着重要的联系。本文介绍了一些最近的结果，并显示这些研究可能会提供新的约束模型的星系和中央SMBHs的共同演化。最后，我讨论了拟议的宽视场X射线望远镜任务的观测前景。
2009-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion onto Star Clusters
一颗孤立的恒星以超音速运动通过均匀的气体，从它的引力诱导尾流中吸积物质。吸积的速率由恒星的吸积半径决定，并由经典的邦迪-霍伊尔-利特尔顿理论很好地描述。然而，恒星并不是孤立地诞生的。它们在星团中形成，在那里它们吸积了受到星团中所有恒星影响的物质。我们进行三维流体动力学模拟的集群嵌入在一个均匀密度的风，以研究如何由个别集群成员所经历的吸积率被改变的环境气体和集群本身的属性。我们研究吸积作为一个功能的集群成员的数量，他们之间的平均距离，和他们的个人吸积半径的大小。我们确定这些关键参数的影响的总和个人的吸积率，我们比较分析预测。我们表明，当星系团中的单个物体的吸积半径基本上重叠时，周围的气体在被吸积到单个恒星上之前被有效地吸积到星系团的集体势能中。我们发现，个别集群成员可以大大增加比他们将在隔离，特别是当流能够有效地冷却。这种效应可能会改变星团中吸积致密天体的光度，并可能导致年轻星团以及低倾角和低离心率的球状星团的年轻化。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas Accretion from a Neighbouring Galaxy Fuels the Low-luminosity AGN in NGC 4278
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Guizhou Radio Astronomical Observatory, Guizhou University（贵州大学贵州无线电天文观测站）
通过观测发现邻近星系的气体吸积为NGC 4278的低亮度AGN提供燃料，可能引发相对论喷流和TeV伽马射线发射。
2025-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling Star Cluster Formation: Gas Accretion
星团的形成涉及到较小的、富含气体的子星团的生长，这些子星团是通过从嵌入子星团的巨大分子云中吸积气体而形成的。两个主要的吸积机制是来自致密细丝的气体吸积，以及来自云的环境背景。我们使用耦合平滑粒子流体动力学模型的气体，和N-体动力学模型的恒星，这些吸积过程到富含气体的星团进行模拟。我们发现，这两个吸积过程中，吸积星团失去了一些原来的质量，而获得质量的环境背景或致密的灯丝。从这两个过程中损失的质量与星团的总质量相比是很小的。然而，在背景介质吸积的情况下，如果星系团在周围介质中的运动速度足够快（$> 4$ kms $^{-1}$），净效应可能是星系团总质量的减少。我们发现，从集群的质量损失的量是独立的密度，宽度，或纤维的数量funneling气体进入集群，总是这样的集群的质量是不断增加的时间。我们比较我们的研究结果，理想化的处方用于模型恒星团簇形成在较大规模的GMC模拟，并发现，这样的处方作为一个上限时，描述他们所代表的星团的质量。
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The mass accretion rate of galaxy clusters: a measurable quantity
本文探讨了从位力半径$R_{200}$以外的质量分布测量星系团质量吸积率的可能性。我们从球壳的质量推导出吸积率，球壳的内径为$2R_{200}$，其厚度随红移而变化，其下落速度被假设为等于从$N$体模拟中提取的暗物质晕球壳的平均下落速度。这种近似是相当粗糙的层次聚类的情况下，平滑吸积和较小的暗物质晕的聚集有助于质量accreditation.However，在红移范围$z=[0,2]$，我们的处方返回平均MAR内$20-40 \%$的平均速率从合并树提取的暗物质晕从$N$体模拟。星系团的MAR一直是许多详细的数值和理论研究的主题，但到目前为止，它仍然无法在真实宇宙中测量。由于超出其维里半径的星系团的质量分布的测量可以与焦散技术应用于密集的红移调查的星系团的外部区域，我们的结果表明，测量平均MAR的一个样本的星系团实际上是可行的。因此，我们提供了一个新的潜在的宇宙学和结构形成模型的观测测试。
2016-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is Main Sequence Galaxy Star Formation Controlled by Halo Mass Accretion?
对于$z < 4$，星系恒星-晕质量关系（SHMR）几乎与时间无关。因此，我们构建了一个独立于时间的SHMR模型的中心星系，其中的恒星形成率（SFR）是由晕质量吸积率（MAR），我们称之为恒星-晕吸积率协同演化（SHARC）。我们发现，$\sim0.3$ dex分散的晕MAR匹配观测到的分散的SFR的恒星形成的主序列（MS）。在“浴缸”型模型的星系形成的背景下，SHARC导致质量依赖的限制SFR和MAR之间的关系。尽管它的简单性和简化处理的质量增长从合并，SHARC模型很可能是一个很好的近似中央星系与$M_*=10^9- 10^{10.5}M_\odot$的MS，代表大部分的恒星形成在宇宙中。SHARC的预测与MS上星系在低红移下观测到的SFR一致，在$z\sim4$上相当一致，但超过了在$z>4$上的观测。假设每个星系的星际气体质量是恒定的（浴缸模型中的“平衡条件”），SHARC模型允许计算流入和流出气体的净质量负载因子。通过基于模拟的预防性反馈假设，SHARC允许计算星系金属丰度演化。如果星系SFR确实跟踪晕MAR，特别是在低红移，这可能有助于解释模型的成功连接星系属性晕（包括年龄匹配）和两晕星系一致性和晕质量吸积一致性之间的相似性。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Isothermal Bondi accretion in two-component Jaffe galaxies with a central black hole
给出了二分量Jaffe（1983）星系模型中心黑洞等温Bondi吸积的完全解析解。在以前的工作中，我们给出了球对称单分量Jaffe星系模型中心MBH上吸积的临界吸积参数和马赫数径向分布的解析表达式。在这里，我们将这个解决方案的星系模型中的恒星和总质量密度分布所描述的贾菲配置文件，具有不同的尺度长度和质量，并添加到中央MBH。对于这样的星系模型，所有相关的恒星动力学性质也可以通过分析推导出来（Ciotti & Ziaee Lorzad 2018）。在这些新的模型中，流体动力学和恒星动力学性质的联系是通过强制气体温度与星系恒星组分的维里温度成正比。所提供的公式，允许评估所有的流动特性，然后是有用的尺度半径和质量流率的估计时，在星系中心的大规模黑洞吸积建模。作为一个应用程序，我们量化的偏离真实的质量吸积率的估计获得的气体性质在不同的距离MBH，经典的邦迪吸积的假设下。
2018-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
