A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering III. The Non-universality and Non-stationarity of the Halo Mass Function
在层次聚类的随机理论的框架下，我们研究了描述暗物质晕统计的Fokker-Planck方程的时间相关解，并讨论了这些收敛到稳态所需的典型时间尺度，远离初始条件。虽然我们表明，固定的解决方案可以重现国家的最先进的$N-$体模拟的结果在$z\approx 0$到一个很大的准确性，一个需要超越充分考虑宇宙演化的模拟晕质量函数向高红移。具体来说，我们证明了福克-普朗克方程的时间相关的解决方案可以描述，合理的初始条件下，模拟晕质量函数的非普适演化。与标准的理论估计相比，我们的随机理论预测的晕数密度更高的几个因素对$z\gtrsim 10$，这可能是有助于阐明早期和即将到来的数据从JWST的结果。最后，我们指出了我们的方法在设计，解释和模拟目前和未来的$N-$身体实验的相关性。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Radiation and Halo Mergers in Pop III Star Formation
本研究通过模拟宇宙黎明时期原初微晕的演化，发现辐射会提高恒星形成所需的最小晕质量，并揭示了一种由贫气体晕与富气体晕混合合并加速第三族恒星形成的新机制，重新定义了大合并在此时期的作用。
2023-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards A Universal Analytical Model of Population III Star Formation: A Bridge Between Cosmological Scales and Protostars
Perimeter Institute for Theoretical Physics（perimeter理论物理研究所）；Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理学中心理论天体物理研究所）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Korea Institute for Advanced Study (KIAS)（韩国高等科学研究院）；Kyoto University（京都大学）；Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本文提出一个分析模型，连接宇宙辐射背景与亚天文单位原恒星盘碎片化，通过结合不同尺度模型，揭示恒星形成效率受Lyman-Werner通量影响的范围。
2026-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Birth Mass Function of Pop III Stars
第三星族（PopIII）恒星结束了宇宙的黑暗时代，并开始了早期的宇宙再电离和化学富集。然而，尽管它们对早期宇宙的演化很重要，但由于先前数值模拟的局限性和缺乏任何观测约束，它们的性质仍然不确定。在这里，我们调查波普III星形成的五个原始晕的三维辐射流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在每个小晕中形成了多颗恒星，并且它们的数量随着时间的推移而增加，其中一个晕中形成了多达23颗恒星。来自恒星的辐射反馈会产生强烈的外流，使周围的原恒星盘变形，并将恒星形成推迟几千年。恒星的形成率随晕的变化而变化，并取决于盘上的质量吸积、晕的自旋数和晕中大质量恒星的比例。在我们的模型中，恒星的质量范围从0.1-37 $\rm M_{\odot}$，在我们的模型中形成的55颗恒星中，有12颗是$\rm > 10~ M_{\odot}$，其他大多数是1-10 $\rm M_{\odot}$。因此，我们的模拟表明，Pop III型恒星的特征质量为1-10 $\rm M_{\odot}$，顶重IMF为dN/dM $\propto M_*^{-1.18}$。高达70%的恒星是通过三体相互作用从它们的盘中弹出的，这与电离紫外线反馈一起限制了它们的最终质量。
2021-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cradles of the first stars: self-shielding, halo masses, and multiplicity
第三星族（PopIII）恒星的形成是早期宇宙演化的关键一步。为了了解这些恒星如何影响它们富含金属的后代，需要确定Pop III形成的方式，原因和地点的细节。其中一个被认为对Pop III星的形成有很大影响的过程是莱曼-沃纳（LW）辐射背景的存在，它破坏了H $_2$，H是Pop III星形成过程中必需的冷却剂。自屏蔽可以减轻LW背景对晕内H $_2$的影响。在这项工作中，我们进行了宇宙学模拟，研究流行III星的诞生地，使用自适应网格细化代码恩佐。我们研究了宿主晕质量的分布及其与LW背景强度的关系。与以前的工作相比，晕形成波普III星在低得多的质量，高达几个因素，由于包括H $_2$自屏蔽。我们没有看到LW强度和宿主晕质量之间的关系。大多数晕形成多颗Pop III星，在Pop III形成的情况下，中间数为4颗，最多为16颗。我们的结果表明，Pop III恒星形成受到LW辐射反馈的影响可能比之前认为的要小，并且Pop III多系统很常见。
2020-01-13 astro-ph.GA
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of first star clusters under the supersonic gas flow -- III. Environmental trends and halo-to-halo scatter in the Pop III IMF
Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）
研究通过138个宇宙放大模拟测试了I Ⅲ IMF的假设，发现高红移、高质量晕和高SV环境导致高质量恒星形成，而低质量晕仅形成少量恒星，且环境差异显著。
2026-04-03 astro-ph.GA
Formation of Massive Population III Galaxies through Photoionization Feedback: A Possible Explanation for CR7
我们探讨了通过光电离反馈的大规模高红移人口III（Pop III）星系的形成。我们认为暗物质晕形成的祖先没有经历过恒星形成的早期再电离和附近的星系造成的光蒸发的结果。一旦这样的晕达到$\approx 10^9~M_\odot$，对应于光热星系际介质（IGM）在$z\approx 7$的金斯质量，原始气体就能够坍缩到晕中，可能产生大规模的Pop III星暴。我们认为这一假设可以解释最近在CR 7中观测到的强He II 1640~ 1640~ 1640线发射，这与年轻Pop III星的$\sim 10^7~M_\odot$是一致的。如果没有光电离反馈的情况，那么这么大质量的Pop III恒星是不可能的，因为恒星的形成预计会将金属注入到原子冷却阈值以上的晕中（$\sim 10^8~M_\odot$在$z \approx 7$）。我们使用合并树来分析估计通过这个通道形成的可观测到的Pop III星系的丰度，并在$z=6.6$（CR 7的红移）处发现了$\approx 10^{-7}~{\rm Mpc^{-3}}$的数密度。这比亮度与CR 7相同的Ly $α$发射体的密度大约低10倍。
2016-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations
我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bimodal Formation Time Distribution for Infall Dark Matter Halos
我们使用一个200 $h^{-1}Mpc$一方N体模拟研究质量吸积历史（MAH）的暗物质晕被吸积较大的晕，我们称之为吸入晕。我们定义了一个量$a_{\rm nf}\equiv (1+z_{\rm f})/(1+z_{\rm peak})$来表征入晕的MAH，其中$z_{\rm peak}$和$z_{\rm f}$分别是吸积和形成红移。我们发现，在给定的$z_{\rm peak}$，他们的MAH是双峰。吸入晕主要由年轻的人口在高红移和老年人口在低红移。对于年轻群体，$a_{\rm nf}$分布较窄，在$1.2$附近达到峰值，与$z_{\rm peak}$无关，而对于老年群体，$a_{\rm nf}$分布的峰值位置和宽度都随着$z_{\rm peak}$的减小而增加，并且都大于年轻群体的峰值位置和宽度。这种双峰分布被认为是密切相关的两个阶段中的MAH的晕。年轻星群的成员在$z_{\rm peak}$仍处于快速吸积阶段，而年老星群的成员在$z_{\rm peak}$已进入缓慢吸积阶段。这种双峰分布是没有发现的整个晕人口，也没有看到晕合并树与扩展的Press-Schechter形式主义。在$z_{\rm peak}$的落晕人口，平均而言，比整个晕人口的类似质量确定在相同的红移。我们讨论了我们的研究结果中观察到的星系的双峰颜色分布和中央和卫星星系之间的联系的影响。
2018-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Population Variations in the Milky Way's Stellar Halo
如果盘状星系的恒星晕是由矮星系的分裂形成的，模型预测这些晕内的恒星星族会有高度结构化的变化。我们通过研究蓝色水平分支星（BHB星;在旧的，金属贫乏的人口中更丰富）与主序关闭星（MSTO星;所有人口的一个特征）在银河系恒星晕中的比例来测试这一预测。我们开发并应用了一种改进的技术，仅使用ugr颜色信息来选择BHB星，产生了约9000 g<18个候选者的样本，其中约70%是BHB星。我们在MSTO恒星绝对星等分布所允许的距离分辨率下，绘制了约1/4天空的BHB/MSTO比率。我们发现在恒星晕中BHB/MSTO星比的变化很大。以前确定的，流状晕结构具有独特的BHB/MSTO比，表明不同的年龄/金属丰度。一些晕圈特征，例如，低纬度结构，似乎几乎完全没有BHB星，而其他结构似乎富含BHB星。人马座的潮汐流显示出明显的变化，BHB/MSTO比沿其范围内，我们解释在祖矮星系内的人口梯度。我们对不同恒星晕子结构之间的相干恒星星族变化的探测为恒星晕生长的宇宙学动机模型提供了更多的支持。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Current signatures and search for Pop. III stars in the Local Universe
最近的数值研究表明，低质量恒星甚至可以在零金属丰度的环境中形成。这些低质量的人口III（人口。III）恒星被认为仍然在发光，并且能够在本地宇宙中被观察到。最低质量的流行。III型星被认为是双星系统中的次级伴星。当它们的主要同伴爆炸成超新星时，它们可以从宿主的迷你晕中逃脱。在本文中，我们估计的逃逸概率的低质量Pop.~ III星从它们的宿主迷你晕。我们发现，$\sim 100$流行。~三颗星都在期待。我们还计算了这些逃逸波普的空间分布。III幸存者的半解析层次化学演化模型的手段。典型地，它们分布在距离银河系$\sim 2$ Mpc的附近，但有5 -$35\%$的逃逸恒星落入银河系晕。这些逃脱的爸爸。III型恒星可能被计划中的大规模巡天探测到。
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Living with Neighbors. III. Scrutinizing the Spin$-$Orbit Alignment of Interacting Dark Matter Halo Pairs
我们提出了自旋$-$轨道对准（SOA;即，晕的自旋矢量和它的邻居的轨道角动量矢量之间的角度对准）提供了银河系角动量如何发展的重要线索。特别是，我们确定维里半径明智的接触晕对质量比从1/3到3的宇宙学$N$体模拟，并将它们分为合并和飞越子样本根据其总（动能+势能）的能量。在自旋$-$轨道角分布中，我们发现了一个显著的SOA，其中$75.0\pm0.6$ %的合并邻居和$58.7\pm0.6$ %的飞越邻居在轨道上。我们的样本的整体SOA主要是由快速旋转的晕驱动的，证实了良好对齐的相互作用使晕旋转得更快。更有趣的是，我们第一次发现了一个强大的数量过剩的近垂直，但仍然相互作用（$\sim75^{\circ}$）的自旋$-$轨道角分布的合并和飞越的情况下。这种非极性相互作用在缓慢旋转的晕中占主导地位，证明了错位的相互作用会降低晕的旋转。双极相互作用的频率与晕质量有关，而双极相互作用的频率与大尺度密度有关。这立即引发了自旋翻转现象，这是有条件的质量和环境。极间的相互作用很快就会翻转一个慢旋转体的自旋，使之与它邻居的轨道角动量一致。最后，我们提出了一个场景，连接SOA的周围大尺度结构的基础上自旋翻转参数。
2020-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Population III star formation in an X-ray background: V. Environmental dependence and halo occupation probability
Yonsei University（延世大学）；University of Maryland（马里兰大学）
利用宇宙学zoom-in模拟，研究软X射线背景如何通过降低宿主晕质量并提高晕占据分数来促进Pop III恒星形成，发现低密度区域增强最显著，并提供了晕占据概率的拟合函数。
2026-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Fully Coupled Simulation of Cosmic Reionization. III. Stochastic Early Reionization by the Smallest Galaxies
以前我们发现了一类新的早期星系，我们估计贡献了30%的电离光子负责再电离。这些是$M_h =10^{6.5}-10^{8} M_{\odot}$范围内的低质量晕，是由之前Pop III恒星形成的超新星喷出物化学富集的。尽管它们的恒星形成率很低，但这些金属冷却晕（MC）是电离辐射的重要来源，特别是在再电离开始时，由于它们的高数密度和电离逃逸分数。在这里，我们提出了一个完全耦合的辐射流体动力学模拟的再电离，包括这些MC以及更大质量的氢原子线冷却晕。我们的方法很新颖：我们在辐射流体动力学模拟的基础上进行了晕的寻找，并使用从银河系分辨文艺复兴模拟中测量的概率分布函数（PDF）将逃逸的电离通量分配给晕。PDF捕获了电离逃逸分数的质量依赖性以及晕正在积极形成恒星的概率。对于MC，再电离开始的时间要早于只包含$10^8 M_{\odot}$及以上的晕的情况，然而再电离完成时的红移只受到轻微的影响，因为这是由更大质量的星系驱动的。由于恒星的形成是间歇性的MC，再电离的最早阶段表现出随机性，与小H II区域形成和重组。只有到后来，一旦质量为$\sim 10^9 M_{\odot}$或更大的晕开始主导电离发射率，再电离才能以从以前的研究中推导出的通常方式顺利进行。在我们的模拟中，这发生在$z\approx 10$。
2018-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling The Redshift-Space Three-Point Correlation Function in SDSS-III
本文给出了Sloan数字巡天-III重子振荡光谱巡天数据Release 11中CMASS样本z~0.5亮红星系的红移-空间三点关联函数（3 PCF）测量结果。3 PCF的测量结果被解释的晕占领分布框架内使用高分辨率N体模拟，该模型成功地再现了3 PCF的规模大于1 Mpc/h。与红移空间两点关联函数的情况下，我们发现，红移空间3 PCF测量也有利于在模型中包含星系速度偏差。特别是，晕中的中央星系平均相对于晕的核心运动。我们讨论了小尺度3 PCF的潜力，收紧星系和暗物质晕之间的关系和星系的相空间分布的约束。
2015-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The manifestation of secondary halo bias on the galaxy population from IllustrisTNG300
我们使用改进的IllustrisTNG 300磁流体动力学宇宙学模拟重新审视次级晕偏差对中央星系群聚集的影响。与205 $h^{-1}$兆秒差距的边长和显着改进的子网格模型相对于以前的Illustris盒，IllustrisTNG 300允许我们探索的依赖性星系集群在一个大的宇宙学体积和宽晕质量范围。我们表明，在高统计显著性，晕组装偏置信号（即，晕偏差对晕形成红移的次要依赖性）在中央星系群体的聚类上表现出来，当这是由恒星质量，颜色，特定的恒星形成速率和表面密度分裂时。一个显着的检测也获得了星系的大小：在固定的晕质量，较大的中央星系更紧密地聚集在质量M $_{\rm vir} \lesssim 10^{12.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$的晕比较小的中央星系。然而，这种效果似乎是不相关的晕形成时间，不像其他的二级依赖分析。我们还探讨了晕自旋偏置信号的传输，即，晕偏置对晕旋的二次依赖性。虽然星系的自旋保留了很少的信息，总自旋的晕，相关性足以产生一个显着的星系自旋偏置信号。我们讨论了可能的方法来探测自旋偏置效应的观察。
2020-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Population of the Andromeda Stellar Halo from a Subaru/Suprime-Cam Survey
我们提出了一个光度调查的恒星晕的仙女座星系，使用Suprime-Cam的斯巴鲁望远镜。详细分析VI色星等图的解决恒星星族被用来测量的属性，如视距，表面亮度，金属丰度，和年龄，这些被用来隔离和表征不同的组成部分的M31晕：（1）几个子结构，（2）光滑的晕。首先，我们研究了M31的晕子结构沿西北/东南短轴到R ~ 100 kpc和西南长轴区域在R ~ 60 kpc。我们证实了Ibata等人（2007）报道的东南晕中的两个亚结构，并在西北晕中发现了两个过密的亚结构。我们研究了这四个子结构以及包括西大陆架在内的其他结构的性质，发现这些系统之间的恒星星族存在差异，从而表明每个系统都有不同的起源。我们的统计分析表明，M31晕作为一个整体可能包含至少16个子结构，每一个都有不同的起源。其次，我们研究了R > 100 kpc的基础，光滑和扩展的晕分量的性质。我们发现这个光滑晕的表面密度可以用尺度半径为17 kpc的Hernquist模型或R^{-2.17 +/-0.15}的幂律分布拟合。与相对平滑的晕密度分布相反，它的金属丰度分布似乎是空间上不均匀的，随着半径的非单调变化，这表明晕人口没有足够的时间来动态均匀的吸积人口。对M31晕形成的进一步影响进行了讨论。
2009-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baseline Metal Enrichment from Population III Star Formation in Cosmological Volume Simulations
我们利用流体动力学和N体程序{ \small GIZMO}，结合我们新开发的子网格Population~III（Pop~III）Legacy模型，研究了在$z>7$的Pop~III星形成的基线金属富集。在这个理想化的数值实验中，我们只考虑Pop~III星的形成。我们发现我们的模型Pop~III恒星形成率密度（SFRD）在$z\sim10$附近的$\sim 10^{-3}\ {\rm M_\odot yr^{-1} Mpc^{-1}}$处达到峰值，与以前的数值研究结果吻合得很好，并且与观测到的Pop~II SFRD的估计值一致。Pop~III的平均金属丰度从$z=25-7$开始平稳上升，但直到$z\simeq7$才达到恒星形成模式中Pop~III向Pop~II转变所需的临界金属丰度值$Z_{\rm crit}=10^{-4}\ Z_\odot$。这表明，虽然个别晕可以抑制现场Pop~III星的形成，外部富集是不足以终止全球Pop~III星的形成。在恒星形成暗物质晕中，Pop~III恒星形成的最大富集量为$Z\sim10^{-2}\ Z_\odot$，而在外部富集晕中发现的最小富集量为$Z\gtrsim10^{-7}\ Z_\odot$。最后，我们模拟的富含Pop~III金属的IGM的模拟观测结果与$z=7.04$上的一个贫金属阻尼莱曼α（DLA）系统的观测结果相似，该系统被认为仅由P…
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling the contribution of Pop III stars in primeval galaxies at redshift $\geq 6$
到目前为止，对第一批恒星的探测仍然难以捉摸，但它们的存在可能很快就会被即将到来的JWST观测所揭示。以前的研究还没有调查晕质量和红移的整个可能范围，这可能有助于它们的检测。出于在JWST早期数据发布中探测到$z\sim 20$星系的前景，我们采用半解析模型A-SLOTH，自洽地模拟了Pop III和Pop II恒星的形成及其反馈，量化了Pop III恒星对$6 \leq z \leq 30$高红移星系的贡献。我们的研究结果表明，Pop III星的贡献是最高的低质量晕的$\rm 10^7-10^9~M_{\odot}$。虽然高质量晕$\rm \geq 10^{10}~M_{\odot}$包含不到1\%的Pop III恒星，但它们早在$z \sim 30$就拥有恒星质量为$\rm 10^9~M_{\odot}$的星系。有趣的是，Pop~III星族的视星等随着恒星质量的增加而向红移的方向变亮，但Pop~ III星族占主导地位的星系太暗而不能直接被JWST探测到。我们的结果预测JWST可以探测到$z\sim 30$以下的星系，这可能有助于限制Pop III星的IMF，并将指导观测者辨别Pop III星对高红移星系的贡献。
2022-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
How the First Stars Regulated Star Formation. II. Enrichment by Nearby Supernovae
来自第三星族（Pop III）超新星的金属导致了早期宇宙中质量较小的Pop II恒星的形成，改变了原始星系的演化过程和宇宙学的再电离。第一颗超新星的重元素被第二代恒星吸收的情况有很多种，但宇宙学模拟只在最大尺度上模拟它们。我们提出了小规模的，高分辨率的模拟化学富集的原始晕附近的超新星部分蒸发后的祖星。我们发现，从爆炸喷出物碰撞和混合激烈的烧蚀流赶走晕的恒星，创造密集，丰富的团块能够崩溃成流行II星。金属可能与部分暴露的晕核心混合效率较低，因此它可能形成Pop III或Pop II恒星。因此，如果喷出物没有从晕中剥离出所有的气体，那么波普II和III星都可能在碰撞后形成。爆炸前晕的部分蒸发对超新星后来的富集至关重要。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
TDCOSMO III: Dark matter substructure meets dark energy -- the effects of (sub)halos on strong-lensing measurements of $H_0$
时间延迟宇宙学利用强引力透镜中图像之间的到达时间延迟来测量宇宙学参数，特别是哈勃常数$H_0$。时间延迟宇宙学中使用的透镜模型忽略了暗物质晕和视线晕，因为它们的影响被假定为可以忽略不计。我们明确量化这一假设，通过分析模拟透镜系统，包括完整的人口的暗物质subhalos和视线晕，应用相同的建模假设，在文献中使用的推断$H_0$。我们的模拟镜头的基础上，六个四倍成像类星体，提供了测量的哈勃常数，并量化的额外的不确定性和/或偏见的透镜透镜的基础。我们发现，省略暗子结构不偏向$H_0$的推论。然而，来自子结构的扰动在$H_0$的推断值中贡献了随机不确定性的额外来源，该推断值按透镜体积除以最长时间延迟的平方根缩放。这个额外的不确定性来源，我们提供了一个拟合函数，范围从$0.7 - 2.4\%$。它可能需要被纳入误差预算作为宇宙学推断从单透镜的精度提高，并设置一个精度限制从单透镜的推断。
2020-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
I can see your halo: Constraining the Milky Way halo DM with FRB population studies
International Centre for Radio Astronomy Research, Curtin University（国际射电天文中心，科廷大学）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz（天体物理学系，加州大学圣克鲁兹分校）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory（天文研究所，爱丁堡大学，皇家天文台）
通过分析98个高纬度FRBs及32个红移数据，研究限制银河系晕的色散测量，发现DM_MW_halo=68±27pc/cm³，表明需更多数据以提高精度。
2026-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Modeling the clustering and halo occupation distribution of BOSS-CMASS galaxies in the Final Data Release
本文研究了来自最终SDSS-III数据发布的红移范围为0.43 < z < 0.7的BOSS CMASS星系的成团和晕占据分布。我们比较了BOSS的结果与预测的晕晕匹配（HAM）聚类模型，分配星系的暗物质晕从大BigMultiDark $N$体模拟的一个单位$Λ$ CDM普朗克宇宙学。我们比较了观测数据与模拟的光锥构造从20个后续输出的模拟。观测效果，如不完整性，几何形状，否决面具和纤维碰撞包括在模型中，它再现1- $σ$误差内的2点关联函数在所有相关的尺度观察到的振幅：从最小的尺度，0.5 $h^{-1}$兆秒差距，到尺度超过重子声学振荡功能。该模型也非常符合BOSS星系功率谱（高达$k\sim1$ $h$ Mpc $^{-1}$），和三点关联函数。关联函数的四极矩与观测值呈现出一定的张力。我们讨论了可能的原因，可以解释这种分歧，包括目标选择的影响。总的来说，标准HAM模型非常好地描述了CMASS样本的聚类统计。我们比较了恒星晕质量关系的CMASS样品测量使用弱透镜在CFHT条纹82调查与我们的集群模型的预测，并找到一个很好的协议内1- $σ$。BigMD-BOSS光锥包括BOSS星系的属性和晕属性。
2016-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Differentiable Model of the Assembly of Individual and Populations of Dark Matter Halos
我们提出了一个新的经验模型的质量组装的暗物质晕。我们近似的增长作为一个简单的幂律函数的时间，幂律指数平滑地减少晕过渡从快速吸积制度在早期，缓慢吸积制度在晚期。使用从高分辨率宇宙学模拟中获得的大量晕合并树样本，我们证明了我们的3参数模型Diffmah可以近似晕生长，对于所有现今质量大于10^11 Msun的晕，包括仅重力模拟中的子晕和宿主晕，以及TNG流体动力学模拟中的子晕和宿主晕，t > 1 Gyr的典型精度为0.1 dex。此外，我们提出了一个新的模型的组装晕人口，DiffmahPop，它不仅再现平均质量增长随着时间的推移，但也忠实地捕捉多样性与晕组装其质量。我们的python实现基于autodiff库JAX，因此我们的模型自洽地捕获了整个宇宙时间内晕质量吸积率的均值和方差。我们表明，晕组装和大规模的密度场之间的连接，被称为晕组装偏差，准确地捕获Diffmah，和我们的近似晕组装历史的残差表现出可以忽略不计的剩余相关性与密度场。我们公开的源代码可用于生成宇宙学代表晕历史的蒙特卡罗实现;我们的可微实现有助于将我们的模型纳入现有的分析晕模型框架。
2022-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of early structure formation: Properties of halos that host primordial star formation
本研究通过ΛCDM宇宙大尺度模拟，结合RAMSES流体代码与KROME化学求解器，探究承载原初恒星形成的暗晕的性质，得到了暗晕承载冷致密气体云的质量与H₂质量分数阈值，并发现HD丰度与暗晕温度、自旋参数的关联。
2024-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Megacam Survey of Outer Halo Satellites. IV. Two foreground populations possibly associated with the Monoceros substructure in the direction of NGC2419 and Koposov2
被称为麒麟座环的星系晕恒星结构的起源仍在争论中。在这项工作中，我们使用深CFHT宽场测光研究了球状星团NGC 2419和Koposov 2的晕子结构，其中麒麟座的存在变得重要，因为它们的投影位置重合。使用斯隆数字巡天光度和光谱学在这些球状星团周围的区域和超越，在那里相同的麒麟座人口被检测到，我们得出结论，第二个功能，不太可能与银河系盘星沿视线，是目前作为前景人口。我们的分析表明麒麟座环可能是由一个年龄为t ~ 9 Gyr的老恒星星族和一个年龄为t ~ 4 Gyr的新恒星族组成。或者，这个探测可能与麒麟座在天空方向的第二次包裹有关，也表明环中的金属丰度分布。在这个晕子结构的其他部分检测到这种低密度特征将揭示其性质。
2015-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
MEGATRON: The environments of Population III stars at Cosmic Dawn and their connection to present day galaxies
University of Oxford（牛津大学）；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学研究所）；Institut d’Astrophysique de Paris, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天体物理研究所，索邦大学，法国国家科学研究中心）；University of Bath（巴斯大学）；Lund University（隆德大学）；Yonsei University（延世大学）
研究通过MEGATRON模拟探索宇宙黎明时期III型恒星形成环境，发现其形成受Lyman-Werner背景影响，最终大部分III型恒星残骸分布在模拟银河系的恒星晕中。
2026-03-19 astro-ph.GA
Probing Population III Initial Mass Functions with He II/H$α$ Intensity Mapping
我们证明了潜在的线强度映射的初始质量函数（IMF）的人口III星通过测量的平均He II 1640 A/H $α$线强度比的限制。我们用现代高红移星系形成和光电离模型扩展了21 cm FAST程序，并估算了星族II和III星系在红移$5 \le z \le 20$的线辐射。在我们的模型中，He II/H $α\gtrsim 0.1$的平均比值表明，在$z \gtrsim 10$，当第三星族恒星主导恒星形成时，第三星族恒星的质量达到几百个太阳质量。下一代空间任务的能力略优于CDIM，将能够通过测量He II和H $α$波动功率谱信号及其在高显著性上达到$z\sim 20$的互相关来探测这种情况。此外，无论IMF如何，He II/H $α\lesssim 0.01$的比值表明第三星族恒星的形成量很低，因此，它标志着由这一恒星群体主导的时期的结束。然而，对应的He II功率谱的检测可能仅对于头重脚轻的族III IMF或通过与更强的H $α$信号的互相关是可能的。最后，$0.01 \lesssim$ He II/H $α$ $\lesssim 0.1$的比值解释起来很复杂，因为它们可能受到几种竞争效应的驱动。我们讨论了如何在不同的红移和线强度比与其他探头的组合的各种测量可以帮助限制人口III IMF在这种情况下。
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Compact Stellar Clusters by High-Redshift Galaxy Outflows III: Observability and Connection to Halo Globular Clusters
早期宇宙中有大量的低质量维里化的“迷你晕”，它们的质量不足以形成恒星。虽然大多数的小晕是由恒星形成星系的电离光子光蒸发的，但这些星系也驱动了大量的外流，在某些情况下，这些外流会在电离前沿之前到达小晕。在本系列的前几篇论文中，我们对外流-微晕相互作用进行了高分辨率的三维自适应网格细化模拟，其中包括非平衡化学、辐射冷却和湍流混合。我们发现，对于一组基准参数，迷你晕转化为致密的，化学均匀的星团。在这里，我们进行了一套模拟，遵循这些相互作用在很宽的参数范围内，包括minihalo质量，minihalo形成红移，流出能量，流出红移，距离，浓度和自旋。在几乎所有的情况下，受冲击的微晕通过非平衡反应形成分子，然后迅速冷却成为紧凑的，化学均匀的星团。此外，我们表明，这些星系团的独特性质使它们成为下一代望远镜直接研究的主要目标，并且有很多理由怀疑它们的低红移对应物是观测到的晕球状星团。
2011-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the inner stellar halo of the Milky Way from 2MASS and SDSS-III/APOGEE survey
为了研究银河系星晕的形状，利用Besançon银河系模型比较了合成星与2 MASS观测的红外色分布，并考虑了数据的选择函数，补充了SDSS-III/APOGEE巡天的光谱数据。此外，我们将贝桑松星系模型生成的模拟金属丰度分布与APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）中可靠恒星参数的固有金属丰度分布进行了比较。比较是在银河系内部的一个大的体积上进行的，揭示了一个贫金属的群体，[M/H] $<-1.2$ dex，可以填充内部星系晕的扩展部分。有了这个数据集，我们能够模拟一个更现实的质量密度分布的银河系的恒星晕组件，假设一个六参数的双幂律模型，并重建的行为的旋转曲线的内部部分的银河系。
2015-10-05 astro-ph.GA
Signatures of Dark Matter Halo Expansion in Galaxy Populations
星系晕内的暗物质核心可以通过恒星形成区域的能量反馈形成：能量平衡表明，最大的核心形成效率出现在M $_{\star}\sim10^{8.5}$ M $_{\odot}$的星系中。我们表明，模型人口的星系，其中的密度分布已被修改，这样的重子反馈，是能够解释所观察到的星系速度函数和塔利-费舍尔关系显着优于一个模型，其中假设一个普遍的尖形密度分布。替代模型，即温暖的或自相互作用的暗物质，也提供了一个更好的匹配这些观察到的关系比一个通用的配置文件模型，但作出不同的预测晕密度轮廓如何随质量相比，重子反馈的情况下。我们建议，不同的核心形成机制可以区分的基础上留下的印记，他们在星系人口在很大范围内的质量。在目前的观测数据中，我们发现了重子反馈产生的核心形成的质量依赖性的预期签名的证据。
2015-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-consistent Semi-analytic Modeling of Feedback During Primordial Star Formation and Reionization
我们提出了一个新的半解析模型的第一批恒星的形成。我们的方法需要暗物质晕合并树（包括3维空间信息）从宇宙学N体模拟作为输入，并应用解析处方计算人口III（流行III）和金属富集的恒星形成历史。我们已经开发了一种新的方法来准确地计算影响Pop III恒星形成的主要反馈过程：H $_2$从莱曼-沃纳（LW）辐射的光解离，抑制恒星形成由于不均匀的再电离，和通过超新星风的金属富集。我们的方法利用基于网格的方法，依靠快速傅立叶变换（FFT），以快速跟踪整个模拟框中的三维LW强度，电离分数和金属丰度。我们提出了广泛的天体物理模型参数的模拟从$z\approx 30-6$。最初的远程LW反馈和本地金属富集和再电离反馈占主导地位。然而，对于$z \lesssim 15$，我们发现Pop III型恒星的恒星形成率密度（SFRD）受到外部金属富集（来自一个晕的金属污染其他原始晕）和不均匀再电离的影响。我们发现这些过程的相互作用对于$z \lesssim 10$的Pop III SFRD尤其重要。再电离反馈延迟恒星形成足够长的时间，使金属气泡到达光晕，否则就会形成Pop III恒星。与单独的LW反馈相比，包括这些效应可以导致在$z=6$下Pop III SFRD的数量级以上的降低。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Barren but not Empty: The Impact of Void Environments on Galaxy and Halo Populations
Ludwig-Maximilians Universität München（慕尼黑大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Max-Planck-Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）
本研究利用Magneticum Pathfinder模拟，探究空洞环境对星系和暗晕的影响，发现空洞暗晕质量更小，恒星形成符合常规，核心密度是影响空洞暗晕群体的关键参数。
2026-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
Population III stars around the Milky Way
我们探索了观测起源于原始气体的第三星族（PopIII）星的可能性.质量低于$0.8 M_\odot$的Pop~III星应该存在至今，虽然尚未观测到，但银河系晕中存在低金属丰度的恒星[Fe/H] $ < -5$，表明Pop~III星的表面受到了来自星际气体的吸积金属的污染。在本文中，我们研究了Pop~III星从其宿主星晕中逃逸的过程，并考虑了当它们的大质量主恒星爆发为超新星时，次级成员从双星系统中的抛射。这些恒星将它们从表面污染中拯救出来。通过计算恒星的形成和化学演化以及基于扩展的Press-Schechter合并树的分级结构的形成，我们证明了数百到数万个低质量的Pop~III恒星从银河系的构建块中逃逸。第二代和以后的极贫金属（EMP）恒星也从迷你晕中逃脱。在暗物质晕的球形坍缩模型下，通过计算并合树分支中小晕之间的距离，讨论了逃逸星的空间分布。结果表明，逃逸星分布在恒星晕之外，其密度分布接近于暗物质晕，而Pop~III星的密度分布略集中于中心。一些逃逸恒星离开银河系，扩散到星系际空间。在此基础上，讨论了利用原始表面丰度观测Pop~III星的可行性。
2016-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Halo Mass Function Constraints on Early Galaxy and AGN Populations in the JWST Era
Terra Nova Sciences LLC（特拉诺瓦科学有限责任公司）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本研究构建连接功率谱与晕质量函数的框架，对比ST与KST校准，通过三项检验约束JWST高红移大质量星系和AGN的宿主晕丰度，揭示群体一致性需宿主晕数量充足。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Statistical Model for Population III Supernova Rates: Discriminating Between $Λ$CDM and WDM Cosmologies
随着新的观测设施即将投入使用，发现和描述来自第一批恒星的超新星将为宇宙黑暗时代的结束开辟另一个观测窗口。基于早期恒星形成的半解析合并树模型，我们限制了星族III超新星的速率。我们发现，我们的方法再现人口III超新星率的大规模宇宙学模拟非常好。我们的计算效率高的模型使我们能够调查一个大的参数空间，并探索广泛的不同的情况下，人口III恒星形成。我们的计算表明，第一次超新星的观测可以用来区分冷和暖暗物质模型，并限制后者相应的粒子质量。我们的预测还可用于优化调查策略，目标是最大限度地提高超新星检测率。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG III: The effect of Halo Assembly on the Satellite Population
我们使用变焦流体动力学模拟研究星系大小的暗物质晕与不同的组装历史的卫星的属性。我们考虑了两类在红移$z=0$的晕：“停滞”的晕，组装在$z>1$和“吸积”的，现在仍在形成。以前，我们表明，停滞的晕嵌入在宇宙网的厚丝中，而吸积的晕位于多个细丝汇聚的地方。我们发现这两类卫星既有相似的性质，也有不同的性质。它们的质量谱、径向计数剖面、重子和恒星含量以及它们脱落的物质数量都无法区分。然而，锁定在卫星的质量分数是大得多的吸积晕，因为他们经历了更多的合并在后期。最大的差异是在卫星运动学。子结构下降对吸积晕沿准径向轨迹，而一个重要的切向速度分量的开发，吸积前，而围绕停滞晕的灯丝轨道。因此，卫星的速度各向异性参数（$β$）是积极的吸积晕和消极的停滞。这个特征使我们能够根据最近对$β$的测量，暂时将银河系晕归类为停滞。我们的晕中有一半包含卫星群，它们的轨道角动量对齐，对应于太空中的扁平结构。这些特征不是由重子物理学驱动的，只在拥有宏伟设计的螺旋星系的晕中发现，与它们的组装历史无关。
2017-09-22 astro-ph.GA
From dark matter halos to pre-stellar cores: High resolution follow-up of cosmological Lyman-Werner simulations
氢分子使原始气体冷却，促进其坍缩成原始晕内的第三星族恒星。来自这些恒星的莱曼-维尔纳（LW）辐射可以逃离晕，并通过破坏其他晕中的H $_2$来延迟恒星的形成。由于宇宙学模拟表明，增加背景LW场强度增加了恒星形成所需的平均晕质量，我们对选定的晕进行了后续模拟，以研究这对人口III IMF的连锁效应。我们遵循5晕的$J_{21}$ = 0，0.01和0.1 LW的场强，解决前恒星的核心密度$10^{-6}$ g cm $^{-3}$（10 $^{18}$ cm $^{-3}$）之前，插入汇粒子和以下的碎裂行为数百年进一步。我们发现，吸积到水槽的模拟结束时的质量是成比例的质量内的$\sim 10^{-2}$ pc分子的核心，这是不相关的初始质量的晕。因此，对于质量超过褐矮星极限的IMF显示出对LW强度的依赖性很小，尽管它们确实显示出形成的低质量团块数量的变化。由于这里测试的背景LW场强范围涵盖了文献中最有可能的值，我们得出结论，所谓的Pop III.2恒星的IMF与Pop III.1恒星的初始种群没有显着差异。因此，原始的IMF很可能在下一代星族II恒星形成之前保持不变。
2023-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The intermediate age population of the Galactic halo
我们最近了解到，银河系的内晕包含一个运动学相干的组成部分（盖亚-土卫二），来自10个Gyrs前的一次重大合并。相比之下，内晕（定义为排除麦哲伦流）不包含类似的十亿年前的闯入者恒星星族。我们用来设置相应上限的示踪剂是盖亚渐近巨星分支星，而不是盖亚运动学。主要样品是用SkyMapper测光从Gaia DR 2中提取的。这是补充PanSTARRS和2 MASS测光。随着盖亚任务的进行，星系晕中的恒星形成历史应该会出现。
2019-03-13 astro-ph.GA
Limits on Pop III star formation with the most iron-poor stars
我们研究了恒星形成小晕的影响，以及第三星族（Pop III）恒星的初始质量函数（IMF），对星系晕金属丰度分布函数（IJ）的影响，以及在[Fe/H]<-3时对C-增强和C-正常恒星性质的影响。对于我们的调查，我们使用的数据约束合并树模型的银河系的形成，它已被改进，以自洽地描述的物理过程中调节恒星形成的迷你晕，包括穷人的采样的流行III IMF。我们发现，只有当恒星形成的迷你晕，包括低铁尾的超新星是正确的复制，显示了高原，这是建立了由C增强贫金属（CEMP）的原始微弱的超新星印记的恒星。在低效率的恒星形成小晕（< $10^{-3}$ $M_\odot$ /yr）中，Pop III IMF的不完整采样强烈限制了对不稳定超新星（PISNe）的形成，即使假设平坦的Pop III IMF，其祖质量$m_{\rm popIII}$ =[140-260] $M_\odot$。因此，在PISNe污染水平>50%的环境中形成的第二代恒星是极其罕见的，相当于[Fe/H]<-2时总恒星星族的$\approx$ 0.25%，这与最近的观测结果一致。低铁尾的超新星很大程度上取决于Pop III IMF的形状和质量范围。在现有的统计数据下，我们发现一个平坦的Pop III IMF模型（$m_{\rm popIII}$ =[10-300] $M_\odot$）不受观测的青睐。我们提出了可检验的预测流行III星延…
2016-10-20 astro-ph.GA
The outer halo globular cluster system of M31 - III. Relationship to the stellar halo
我们利用泛仙女座考古调查的最终目录，调查之间的联系，球状星团系统和场晕在M31在投影半径$R_p=25-150$千秒差距。在这个区域的集群径向密度分布表现出指数$Γ=-2.37\pm0.17$的幂律下降，匹配的恒星晕组件与[Fe/H] $<-1.1$。空间密度图揭示了贫金属场晕中最明亮的子结构与许多球状星团的位置之间惊人的对应关系。通过比较每个集群本地的贫金属晕星的密度与在相称半径的方位角分布，我们拒绝集群和场超密度之间没有相关性的可能性，具有很高的置信度。我们使用我们的恒星密度测量和以前的运动学数据来证明，$\approx35-60\%$的集群表现出的属性一致已被吸积到郊区的M31在晚些时候与他们的母矮星。相反，至少有$\sim40\%$的远程集群显示没有证据表明与晕子结构的链接。这个子群的径向密度分布是没有特征的，并且与贫金属恒星晕中明显光滑的组成部分密切相关。我们推测，这些集群与平滑晕，如果是这样的话，他们的属性似乎与一个场景中的平滑晕是建立在早期通过破坏原始卫星一致。在这张照片中，$R_p=25$ kpc外的整个M31球状星团系统包括了在哈勃成长时间内从外部星系积累的天体。
2019-01-06 astro-ph.GA
The dark side of galaxy stellar populations I: The stellar-to-halo mass relation and the velocity dispersion - halo mass relation
星系的生长和性质被认为与它们的宿主暗物质晕密切相关。尽管这种所谓的星系晕联系的重要性，暗物质晕在调节观测到的星系性质方面的潜在作用仍有待充分理解。在这项工作中，我们得到的年龄，金属岩和[Mg/Fe]丰度从光谱从斯隆数字巡天附近的中央星系，并研究它们的主机晕。我们研究了恒星-晕质量关系和速度色散-晕质量关系中的散射如何与这些恒星星族参数相关。此外，我们还研究了区分不同星系形态和环境时的差异。我们发现，星系的年龄和化学富集并不完全取决于它们的恒星质量或速度色散，但也取决于主机晕的质量。我们的研究结果表明，速度色散是最好的代理恒星星族参数与晕质量发挥次要但显着的作用。我们解释了这些关系的分散性与年龄和金属丰度之间的相关性的起源可能与不同的晕形成时间有关。
2022-02-07 astro-ph.GA
Massive black hole and Population III galaxy formation in over-massive dark matter halos with violent merger histories
我们提出形成质量为$\sim 10^8~M_\odot$的大量原始暗物质（DM）晕，这是由于在宇宙中相对于DM具有高重子流速度的罕见区域中频繁合并的动力学效应。由于流动运动阻止气体坍缩成DM晕，并延迟了先前的恒星形成事件，气体保持无金属，直到晕维里温度$\gtrsim 2\times 10^4~{\rm K}$。DM晕的最小冷却质量由$\sim 10-30$的因子提高，因为晕的频繁主要合并进一步抑制气体崩溃。我们使用Monte Carlo合并树来模拟DM组装的历史下的流动速度的两倍的均方根值，并估计大量的DM晕包含原始气体的数密度为$\simeq 10^{-4}~{\rm cMpc}^{-3}$。当气体开始进入时，有效的Ly $α$冷却驱动冷流穿透光晕内部并供给中央星系盘。当一股气流与盘碰撞时，强烈的冲击形成了一个致密的热气云，由于有效的碰撞解离，气体永远不会形成H PDMATHAMR分子。结果，一个巨大的气体云因引力不稳定性而形成，并直接坍缩成一个具有$M_\bullet \sim 10^5~M_\odot$的巨大黑洞（BH）。几乎与此同时，一个拥有由第三星族恒星组成的$M_{\star, \rm tot}\sim 10^6~M_\odot$的星系在核区形成。如果典型的恒星质量高达$\sim 100~M_\odot$，即使在$z\gtrsim 15$，詹姆斯韦伯太空望远镜也可以探…
2018-09-17 astro-ph.GA
Gravitational fragmentation in turbulent primordial gas and the initial mass function of Population III stars
我们报告了早期宇宙中恒星形成的数值模拟结果，重点是在不同的初始和环境条件下的无金属气体的动力学行为。特别是，我们调查的湍流，这被认为是无处不在的伴随着高红移晕崩溃的作用。我们区分了两种主要的情况：第III.1星族恒星的诞生-那些形成在原始晕中不受先前恒星形成的影响-和第III.2星族恒星的形成-那些形成在气体仍然不含金属但电离分数增加的晕中。后一种情况可能是由于暴露于邻近晕中恒星源的强烈紫外线辐射，或者是由于与大质量晕形成相关的高维里温度，即质量大于1 e8太阳质量的晕。我们发现，在这两种情况下，湍流原始气体是非常容易破碎，即使在亚音速区的湍流，即均方根速度分散低至20%的声速。与我们最初的预期相反，与电离前相比，原始晕中的碎片化更强烈，更广泛。因此，我们预测Pop III.1恒星的平均质量比Pop III.2恒星要低，并且形成更大的群体。我们发现，碎片质量覆盖超过两个数量级，表明由此产生的人口III初始质量函数的质量显着扩展以及。这就需要对暗物质微晕的形成进行大规模、高分辨率的研究，以解决重子自引力时气体中的湍流。这将有助于确定我们的研究中提出的初始条件中的哪些（如果有的话）在自然界中实现。
2010-12-16 astro-ph.GA
Metal-poor star formation triggered by the feedback effects from Pop III stars
第一代恒星（Pop III）的金属富集是结构形成中物质循环的第一步，随后是极贫金属（EMP）恒星的形成。为了研究Pop III星的富集过程，我们进行了一系列的数值模拟，包括光电离和超新星（SNe）的反馈效应的Pop III星的质量范围的minihaloes（MHs），M_halo，和Pop III星，M_Pop III。我们发现，富含金属的喷出物到达邻近的晕和外部富集（EE）发生时，晕的结合能是足够低于SN爆炸能量，ESN。邻近的晕只是表面富集，云的金属丰度[Fe/H] <-5。否则，SN喷出物回落，并形成富集云，即发生内部富集（IE）过程。当Pop III型恒星发生核塌缩SNe（CCSNe）时，MHS发生IE，在大多数情况下，MHS塌缩区的金属丰度为-5 < [Fe/H] < -3。我们的结论是，IE从一个单一的CCSN可以解释的EMP星的形成。对于对不稳定SNe（PISNe），EE发生在所有相关质量范围的MH，与EMP星之间没有PISNe的观测信号一致。
2018-01-04 astro-ph.GA
HALO7D III: Chemical Abundances of Milky Way Halo Stars from Medium Resolution Spectra
HALO7D巡天利用Keck II/DEIMOS光谱和哈勃自行数据测量113颗银河系晕恒星的化学丰度与速度各向异性，发现不同天区和金属丰度分箱间存在化学动力学差异，揭示银河系晕由不同前身天体以不同比例贡献构建。
2023-05-09 astro-ph.GA
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-metallicity stellar halo populations as tracers of dark matter haloes
我们分析了在$Λ$ -冷暗物质方案中模拟的八个银河系质量星系中的恒星晕种群的密度分布。我们发现，吸积星可以很好地拟合Einasto配置文件，以及根据金属丰度定义的任何子样本。我们检测到一个明确的相关性之间的Einasto拟合参数的低金属丰度恒星星族和那些的暗物质晕。恒星与[Fe/H] $<-3$的相关性使我们能够预测$\sim 10 $ %的残差内的暗物质配置文件的形状，如果原位恒星的贡献仍然很小。使用Einasto参数估计的银河系的恒星晕，并假设后者形成的吸积低质量卫星的显着贡献，我们的模拟预测$α\sim 0.15 $和$r_2 \sim 15$ kpc的暗物质配置文件。这些值，结合观测到的估计当地的暗物质密度，产生一个封闭的暗物质质量在$\sim 8$ kpc的范围内$3.9 - 6.7 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$，与最近的观测结果一致。这些发现表明，低金属丰度恒星晕可以存储有关DM晕的信息。即将到来的观察将有助于我们进一步约束我们的模型和预测。
2014-07-22 astro-ph.GA
