NIHAO XI: Formation of Ultra-Diffuse Galaxies by outflows
我们解决的起源超扩散星系（UDG），这具有典型的矮星系的恒星质量，但银河系大小的对象的有效半径。它们的形成机制，以及它们是失败的$\rm L_{\star}$星系还是弥漫矮星，都是具有挑战性的问题。使用放大宇宙学模拟NIHAO项目，我们表明，UDG类似物自然形成的中等质量的晕，由于情节的气体流出与恒星形成。模拟的UDG生活在质量为$10^{10-11}\rm M_{\odot}$的孤立晕中，具有$10^{7-8.5}\rm M_{\odot}$的恒星质量，有效半径大于1 kpc和暗物质核心。它们显示出广泛的颜色范围，平均Sérsic指数为0.83，晕旋和浓度的典型分布，以及不可忽略的HI气体质量$10^{7-9}\rm M_{\odot}$，这与星系的范围有关。气体的可用性对于形成UDG的内部过程至关重要：反馈驱动的气体流出，以及随后的暗物质和恒星膨胀，是重现暗淡但异常延伸的星系的关键。这种情况意味着UDG代表了低表面亮度星系的矮人口，应该存在于该领域。最大的孤立UDG应该比类似$\rm M_{\star}$的较小扩展的矮星包含更多的HI气体。
2016-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XIX: How supernova feedback shapes the galaxy baryon cycle
我们使用NIHAO模拟来探索超新星（SNe）如何影响星系中的恒星形成。我们发现，SN反馈操作的所有尺度从星际介质（ISM）的几个维里半径。SNe通过阻止HI凝结成H $_2$和将冷的中性气体移动到热的HII相来调节恒星的形成。第一个效应解释了为什么矮星系中的冷中性气体不能有效地形成恒星。第二个维持了大质量星系的热ISM（HII在较低质量处喷出）。在$v_{\rm vir}\simeq 67{\rm\,km\,s}^{-1}$，流出速率遵循以下关系：$\dot{M}_{\rm out}=23\,(v_{\rm vir}/67{\rm\,km\,s}^{-1})^{-4.6}\,{\rm SFR}$。从星系喷出的气体的$20\%$到$70\%$从晕中逃逸（喷射反馈），但流出的气体主要是冷扫气，其中大部分在$\sim 1\,$ Gyr时间尺度上落回星系。这种“喷泉反馈”将星系的质量减少了2到4倍，因为气体在喷泉中花费了一半到四分之三的时间。不到$10\%$的喷射气体与热的环星系介质混合，这些气体通常不会再吸积。在像$6r_{\rm vir}$这样大的尺度上，星系风将进入的气体从宇宙细丝中转移，并阻止它在星系上吸积（先发制人的反馈）。这一过程是超矮星重子含量低的主要原因。
2019-02-11 astro-ph.GA
NIHAO V: Too big doesn't fail -- reconciling the conflict between LCDM predictions and the circular velocities of nearby field galaxies
我们比较了本星系群中矮星系的半光圆速度V_{1/2}和NIHAO LCDM模拟中预测的星系圆速度曲线。我们使用了一个由34个模拟组成的子集，其中中央星系的恒星光度范围为0.5 x 10^5 < L_V < 2 x 10^8 L_{sun}。NIHAO星系模拟再现了恒星质量和晕质量之间的关系，以及观测到的半光大小与光度的关系。相应的无耗散模拟过度预测了V_{1/2}，恢复了被称为太大而不能失败（TBTF）的问题。相比之下，NIHAO模拟扩大了暗物质晕，并为L_V > 2 x 10 ^6 L_{sun}的星系提供了与V_{1/2}分布的极好匹配。对于较低的光度，我们的模拟预测非常小的晕响应，并倾向于过度预测所观察到的圆速度。在LCDM的背景下，这可能表明在低于M_{halo} \sim 10^{10} M_{sun}的晕中恒星形成的随机性增加，或者环境效应的作用。因此，“太大而不能失败”的晕不会使LCDM失败，但是“太小而不能通过”的晕（星系形成阈值）提供了LCDM的未来测试。
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO project I: Reproducing the inefficiency of galaxy formation across cosmic time with a large sample of cosmological hydrodynamical simulations
我们介绍项目NIHAO（一百天体物理学对象的数值研究），一组100宇宙放大流体动力学模拟使用汽油代码，改进的SPH算法的实现。在我们的研究中的晕范围从矮银河系的质量，并代表合并的历史，浓度和自旋参数的无偏采样。粒子质量和力软化的选择，以解决质量分布在所有质量维里半径的1%以下，确保星系半光半径得到很好的解决。对每个天体采用相同的恒星形成和恒星反馈处理，模拟的星系再现了观测到的星系形成在宇宙时间内的低效率，表现为恒星质量与晕质量的关系，以及恒星形成速率与恒星质量的关系。因此，我们得出结论，恒星反馈是限制质量小于银河系的星系中恒星形成效率所需的主要物理学因素。
2015-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Creating a galaxy lacking dark matter in a dark matter dominated universe
我们使用流体动力学宇宙学模拟表明，它是可能的，通过潮汐相互作用，星系缺乏暗物质在暗物质占主导地位的宇宙。我们从NIHAO项目中选择矮星系，在标准的冷暗物质模型中获得，并使用它们作为模拟卫星中心相互作用的初始条件。在具有强径向分量的轨道上经过一次近心通过后，NIHAO矮星系可以失去高达80%的暗物质含量，但是，最有趣的是，它们的中心（$\approx 8$ ~kpc）暗物质与恒星的比值从${\sim}25$的值变化，正如数值模拟和丰度匹配技术所预期的那样，与NGC 1052-DF 2和NGC 1054-DF 4报告的大致一致。恒星的速度色散从坠入前的${\sim}30$ ${\rm km\,s^{-1}}$下降到$6\pm 2$ ~ ${\rm km\,s^{-1}}$。这些，以及大约3 kpc的半光半径，与van Dokkum和合作者的观测结果非常一致。我们的研究表明，从暗物质占主导地位的宇宙中形成的典型矮星系开始，创造一个“没有”暗物质的星系是可能的，只要它们生活在稠密的环境中。
2020-12-07 astro-ph.GA
NIHAO XII: galactic uniformity in a ΛCDM universe
我们使用一个样本的83个高分辨率宇宙学放大模拟和半解析模型（SAM）研究的随机性星系形成晕从矮银河系质量。我们的模拟星系再现所观察到的低效率的星系形成表示通过恒星，气体和重子Tully-Fisher关系。对于HI速度范围（70 < V < 220 km/s），散射仅为0.08至0.14 dex，与在这些尺度下观察到的内禀散射一致。在低速（20 < V < 70 km/s）下，模拟散射为0.2-0.25 dex，这可以通过未来的观测进行测试。在30 < V < 180 km/s时，恒星质量与暗晕速度关系的散射是恒定的，并且当使用仅暗物质模拟的最大圆速度Vmax时，与维里速度（$V_{200}$或$V_{200}^{DMO}$）相比，散射更小（~0.17 dex）。恒星质量的散射与晕的浓度相关，当使用维里半径$\simeq 0.4 R_{200}$的固定分数的圆速度或α~ 0.7的$V_α=V_{200}^{DMO} (V_{max}^{DMO} / V_{200}^{DMO})^α$时，散射最小，与晕成团的约束一致。使用SAM，我们表明晕形成时间和浓度之间的相关性是必不可少的，以重现这一结果。我们在流体动力学模拟和半解析模型中看到的这种星系形成效率的均匀性证明了在Λ冷暗物质宇宙中星系形成的简单性和自我调节的性质。
2017-03-07 astro-ph.GA
NIHAO XX: The impact of the star formation threshold on the cusp-core transformation of cold dark matter haloes
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟研究了恒星形成阈值对暗物质（DM）晕对重子过程响应的影响。在恒星质量在$10^{7.5} < M_{star} < 10^{9.5} M_{\odot}$范围内的星系中，基准NIHAO阈值$n=10\, {\rm cm}^{-3}$导致DM晕的强烈膨胀。我们发现，较低的阈值，如$n=0.1$（采用的EAGLE/APOSTLE和Illustris/AURIGA项目）不会导致显着的晕扩张在任何质量规模。由超新星反馈驱动的晕膨胀需要局部气体分数在亚动力学时间上的显著波动（即，<5000万年在星系半光半径），这本身是由恒星形成率的变化造成的。在百分之一的维里半径，模拟与$n=10$有气体分数的$\simeq 0.2$和变化的$\simeq 0.1$，而$n=0.1$模拟的数量级较低的气体分数，因此不扩大晕。观测到的矮星系DM圆速度与用$n=0.1$和$n=1$进行的CDM模拟结果不一致，但与$n=10$的结果相当一致。恒星的形成率是更高的$n$，较低的星系质量，当恒星的形成是在较短的时间尺度上测量的变量。例如，使用$n=10$的模拟在特定的恒星形成率中的散射比使用$n=0.1$的模拟高0.4倍。因此，在不久的将来，在观测上限制恒星形成的亚网格模型以及DM的性质应该是可能的。
2019-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO IX: the role of gas inflows and outflows in driving the contraction and expansion of cold dark matter haloes
我们使用~100宇宙学星系形成放大模拟使用平滑粒子流体动力学代码{ \sc gasoline}来研究重子过程对冷暗物质晕质量分布的影响。在我们的研究中，晕的范围从矮星（M_{200} ~10^{10}Msun）到银河系（M_{200} ~10^{12}Msun）。我们的模拟表现出广泛的晕响应，主要是随着质量的变化，从膨胀到收缩，在百分之一的维里半径封闭的暗物质质量的变化高达10倍。与以往的研究结果一致，晕响应与恒星形成的积分效率相关：e_SF=（M_{star} / M_{200}）/（Ω_b/Ω_m）。此外，我们还报道了一个新的与恒星系统致密性的关系式：e_R= r_{1/2} / R_{200} .我们给出了依赖于e_SF和e_R的冷暗物质晕对重子过程响应的解析公式。一个观测上可检验的预测是，在固定质量下，较大的星系经历更多的晕膨胀，而较小的星系经历更多的晕收缩。这种多样性的暗晕反应是由一个玩具模型组成的循环绝热流入（导致收缩）和脉冲气体流出（导致膨胀）。对于净流出，或相等的流入和流出分数，f，总体效果是扩张，随着f的增大，扩张更多。对于净流入，收缩发生在小f（大半径），而膨胀发生在大f（小半径），恢复在我们的模拟中看到的现象。星系形成过程中的这些变化为冷暗物质晕结构的完全预测模型提供了一个步骤。
2016-07-05 astro-ph.GA
The impact of early massive mergers on the chemical evolution of Milky Way-like galaxies: insights from NIHAO-UHD simulations
利用NIHAO-UHD模拟研究早期大质量并合对类银河系星系化学演化的影响，发现并合通过扩大冷气体盘和注入未富集气体导致金属丰度梯度陡化，并可能促成银河系低-α恒星序列的形成。
2023-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing core creation in hydrodynamical simulations using the HI kinematics of field dwarfs
大多数最近的流体动力学模拟表明，在低质量晕的质量分布，这是一个过程，归因于恒星形成相关的重子反馈的中央核心的创建。核心创建被认为是最有前途的解决方案所面临的λ冷暗物质（LambdaCDM）宇宙学在小尺度上的潜在问题之一。例如，核心所包含的减少的动力学质量可以解释附近矮星系测量到的低旋转速度，从而可能解除与Lambda CDM预期（所谓的“太大而不能倒”问题）的表面矛盾。在这里，我们测试核心创建作为宇宙学问题的解决方案，通过使用一个样本的矮星与测量其原子氢（HI）的运动学延伸到大半径。以NIHAO流体动力学模拟为例，我们表明，核心创建可以成功地再现小运动半径的矮星的运动学，R <~ 1.5 kpc。然而，与观测的协议变得穷人一旦星系的运动学测量延伸到核心区域，R ~ 1.5 - 4千秒差距，被认为是。这一结果说明了测试流体动力学模拟预测的重要性，这些模拟与宇宙学相关，并针对广泛的观测样本。我们想强调的是，我们的结果只有在以下一组假设下才有效：i）我们的具有HI运动学的矮星样本代表了场矮星的总体群体，ii）我们的HI矮星的观测参数中没有严重的测量偏差（例如，与倾角估计），和iii）的HI速度场的矮星是定期的，足以让真正封闭的动力学质量的恢复。
2017-02-28 astro-ph.GA
Cuspy dark matter density profiles in massive dwarf galaxies
星系的自转曲线可以探测它们的总质量分布，包括暗物质。矮星系是研究暗物质密度分布的绝佳系统，因为与质量更高的系统相比，矮星系往往具有更大比例的暗物质。核心尖点问题描述了矮星系（较浅的核心）和仅暗物质模拟（较陡的尖点）之间观测到的星系中心暗物质密度剖面（$β^*$）斜率的差异。利用ALMA获得的高分辨率CO $J=1-0$数据，研究了六个邻近旋涡矮星系中的$β^*$。我们推导出旋转曲线和分解的质量剖面的暗物质使用我们的CO旋转曲线作为示踪剂的总潜力和4.5 $μ$ m测光来定义恒星的质量分布。我们发现$\langleβ^*\rangle = 0.6$的标准偏差为$\pm0.1$的星系在这个样本中，与以前的测量在这个质量范围。研究的星系是在矮星系的高恒星质量端，并具有比低质量的矮星，在协议与其他意见的cuspier配置文件。当使用相同的斜率定义时，我们观察到比FIRE和NIHAO模拟预测的斜率更陡的斜率。这可能意味着这些相对巨大的矮星经历了比这些模拟预测的更强的气体流入它们的中心，这些模拟过度预测了吸积或反馈事件的频率，或者这些或其他效应的组合正在起作用。
2022-03-01 astro-ph.GA
Are Gas-rich Ultra-diffuse Galaxies and Field Dwarfs Distinct?
本研究通过HI观测和两类宇宙学流体模拟对比富气体场UDG与经典矮星系，发现控制恒星质量时两者气体丰度与有效半径的正相关趋势无差异，表明二者并非不同星系族。
2025-02-20 astro-ph.GA
A Mass Dependent Density Profile from Dwarfs to Clusters
在本文中，我们扩展了Freundlich等人2020的工作，他们展示了如何在星系的情况下获得具有质量相关形状参数的Dekel-Zhao密度分布。在Freundlich等人2020的情况下，重子依赖性是使用NIHAO模拟集获得的。在我们的案例中，我们使用了基于我们模型的模拟。根据Freundlich等人2020的研究成果，我们从重子物理学的角度得到了这两个形状参数的依赖关系，从而得到了一个描述星系到星系团的暗物质分布的质量依赖的Dekel-Zhao分布。将Dekel-Zhao质量依赖廓形推广到星系团是本文的主要结果。在本文中，我们展示了Dekel-Zhao质量依赖分布如何很好地描述了Freundlich等人2020年已经展示的星系密度分布，以及一组星系团。
2022-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The NIVARIA-Local Group simulations: Unveiling the origin of rotation curve diversity in dwarf galaxies and its connection to galaxy morphology
Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Facultad de Física, Universidad de Sevilla（塞维利亚大学物理学院）
本研究通过NIVARIA-LG模拟发现矮星系旋转曲线多样性源于气体范围、内暗物质结构及本地群环境，为完善ΛCDM星系形成模型提供了观测与模拟的对应依据。
2026-10-14 astro-ph.GA
A probabilistic deep learning model to distinguish cusps and cores in dwarf galaxies
在冷暗物质（DM）宇宙学中的数值模拟形成了密度分布具有陡峭的内部斜率（“尖点”）的晕，然而对星系的观测通常指向平坦的中心“核心”。我们开发了一个卷积混合密度神经网络模型，以获得DM晕的内部密度斜率的概率密度函数（PDF）。我们训练网络模拟矮星系从NIHAO和AURIGA项目，其中包括DM尖点和核心：视线速度和二维空间分布的恒星被用作输入，以获得一个PDF表示的概率预测一个特定的内斜率。该模型准确地恢复了预期的DM配置文件：$\sim$ 82 $\%$的星系有一个派生的内部斜率$\pm$ 0.1内的真实值，而$\sim$ 98 $\%$内$\pm$ 0.3。我们将我们的模型应用于四个本星系群矮球状星系，并发现与基于Jeans模型的代码GravSphere获得的结果一致：天炉座dSph具有强烈的迹象，拥有一个中央DM核心，船底座和六分仪有尖点（尽管后者具有很大的不确定性），而雕塑家显示双峰PDF表示尖点是首选，但不能排除核心。我们的研究结果表明，基于模拟的推理与神经网络提供了一个创新的和互补的方法来确定内部的物质密度分布在星系中，这反过来又可以帮助限制难以捉摸的DM的属性。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turning Points in the Age-Metallicity Relations -- Created by Late Satellite Infall and Enhanced by Radial Migration
现今的金属丰度关系（AMR）是银河系恒星形成历史的记录，因为它可以追踪气体随时间的化学富集。我们使用放大的宇宙学模拟，再现银河系（MW）的关键签名，g2.79e12从NIHAO-UHD项目，研究如何恒星迁移和卫星的形状AMR在磁盘上。我们在模拟中发现，类似于MW，小空间区域（R，z）中的AMR显示了连接关系方向变化的转折点。模拟中AMR的转折点是后期卫星坠落的标志。这颗卫星的质量射电与人马座矮星的质量射电相似，MW为0.001。在转折点的顶点的恒星是年轻的，几乎没有迁移。后期的卫星坠落通过在盘中沉积贫金属气体而产生转折点，与整体AMR相比，在狭窄的金属丰度范围内触发恒星形成。径向迁移对AMR转折点的主要影响是扩大了顶点的金属丰度范围。这可能发生在径向迁移将其他空间仓中的恒星从infallen气体中诞生时，金属丰度略有不同，进入感兴趣的空间仓。这些结果表明，人马座矮星系的通过可能在创造我们在银河系AMR中看到的转折点方面发挥了作用。
2021-12-09 astro-ph.GA
Fuzzy Gasoline: Cosmological hydrodynamical simulations of dwarf galaxy formation with Fuzzy Dark Matter
本文利用新代码FUZZY-GASOLINE进行了首批FDM框架下的高分辨率流体动力学宇宙学模拟，发现FDM与重子过程通过不同机制影响暗物质核的形成，但恒星观测量与CDM模型高度相似，难以仅通过恒星观测区分两者。
2024-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Local photoionization feedback effects on galaxies
在N体SPH程序GASOLINE2中，我们对恒星和热气体的局部辐射场对气体加热和冷却的影响进行了光学薄近似。我们重新模拟了NIHAO计划中的三个星系：一个矮星系，一个银河系和一个大质量的螺旋星系，并研究了局部辐射场对星系性质的影响。我们还研究了不同的紫外线背景（UVB）模型的影响，通过运行相同的星系与两个不同的UVB。星系属性在$z=0$像恒星质量，恒星有效质量半径，HI质量，和径向范围的HI盘，显示显着的变化模型之间的局部辐射场，和两个UVB模型之间的差异较小。局部辐射场通过宇宙时间的内在效应是增加星系与其环星系介质（CGM）之间界面的平衡温度，将该边界向内移动，同时保持气体流入速率相对不变。因此，当考虑局部辐射源时，流入的温度增加。这种温度的增加是星系总质量的函数，对于大质量螺旋来说，CGM温度的中位数差为一个数量级。本地辐射场抑制恒星质量增长的$\sim$百分之二十的$z=0$的所有三个星系，而HI质量大约减半。气相图中的差异显著影响HI柱密度，使其分布中的峰向较低的$N_{\rm HI}$移动。
2019-09-02 astro-ph.GA
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Downsizing revised: Star formation timescales for elliptical galaxies with an environment-dependent IMF and number of SNIa
以往对大质量椭圆（E）~星系的恒星平均金属丰度和[Mg/Fe]值的研究表明，它们的恒星形成时间很短，这与恒星星族合成（SPS）研究的估计和分级组装理论不一致。应用先前开发的化学演化程序GalIMF，它允许一个环境依赖的恒星初始质量函数（IMF）被应用在集成星系初始质量函数（IGIMF）理论，而不是一个不变的正则IMF，恒星形成时标（SFT）的E星系重新评估。该代码的独特之处在于它允许银河系范围内的IMF和相关的化学富集随着银河系物理条件的变化而演变。对于质量较大的E~星系，如果单位质量的Ia型超新星（SNIa）数目增加，则计算的SFT与独立的SPS结果一致。这是恒星形成率较高的星系产生更大质量的星团的自然结果，每个恒星产生更多的SNIa祖先。计算结果表明，具有恒星质量$\approx 10^{9.5} M_\odot$的E~星系具有最长的平均SFT $\approx2\,$ Gyr.大部分质量较大的E~星系形成得更快（SFT $\,\approx 1\,$ Gyr），导致被M~矮星和更大的动态质光比所支配，而质量较低的星系由于其较浅的潜力而更容易失去气体供应，因此也具有类似的短平均SFT。这项工作首次实现了化学富集和SPS建模之间的早期型星系的SFT的一致性，并导致更好地了解恒星形成环境如何影响每单位恒星质量形成的SNIa总数。
2021-07-07 astro-ph.GA
