Objects May Be Closer Than They Appear: Significant Host Galaxy Dispersion Measures of Fast Radio Bursts in Zoom-in Simulations
本研究利用FIRE-2宇宙学放大模拟，分析宿主星系对快速射电暴色散量的贡献，发现宿主星系色散量更高，可能意味着FRB宿主星系红移更低，且约束其色散量分布有助于限制FRB前身星模型。
2024-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
SIDM Concerto: Compilation and Data Release of Self-interacting Dark Matter Zoom-in Simulations
本文发布SIDM Concerto，即14个CDM与速度依赖SIDM宇宙学放大模拟及公开数据，揭示核心坍缩、子晕质量函数抑制和密度斜率差异，为观测检验SIDM提供基准。
2025-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation histories of dwarf galaxies in the FIRE simulations: dependence on mass and Local Group environment
利用FIRE-2宇宙学放大模拟研究了$\simeq500$矮星系（恒星质量为$M_\ast = 10^5 - 10^9\,M_\odot$）的恒星形成历史。我们比较了单个银河系（MW）质量星系周围的矮星系，在本星系群（LG）的环境中的矮星系，和真正的领域（即孤立的）矮星系。我们再现观察到的趋势，其中质量较高的矮星淬火后（如果在所有），无论环境。我们还确定了环境之间的差异，无论是在“卫星与中央”和“LG与个人MWVs。与世隔绝的矮星系中心在单个MW质量的宿主周围，我们恢复了环境淬火的预期结果：“近场”中的中央星系比它们的卫星星系有更多的扩展SFH，前者更接近孤立的（“真场”）矮星（尽管近场中心仍然形成得更早）。然而，这种差异是静音LG类环境中，近场中心和卫星有类似的SFH，这类似于卫星的单MW质量主机。这种区别对于$M_\ast = 10^6 - 10^7\,M_\odot$是最强的，但在其他质量存在。我们的研究结果表明，成对的光环性质的LG可能会调节恒星形成的矮星系，甚至超越维里半径的MW和仙女座。在比较孤立矮星系与LG中观测到的矮星系的放大模拟时需要谨慎。
2019-03-25 astro-ph.GA
From EMBER to FIRE: predicting high resolution baryon fields from dark matter simulations with Deep Learning
流体动力学模拟提供了一个强大的，但计算昂贵的方法来研究宇宙结构形成中的暗物质和重子的相互作用。在这里，我们介绍了模拟重子富集（EMBER）深度学习框架，以基于仅暗物质模拟来预测重子场，从而降低计算成本。EMBER包括两个网络架构，U-Net和Wasserstein生成对抗网络（WGANs），用于预测来自暗物质场的二维气体和HI密度。我们将条件WGAN设计为随机仿真器，以便可以从相同的暗物质输入中采样多个目标场。对于训练，我们结合了宇宙体积和放大流体动力学模拟从现实环境中的反馈（火）项目，以代表一个大范围的尺度。我们的基准WGAN模型再现的气体和HI功率谱在10%的精度下降到~10千秒差距尺度。此外，我们调查的能力，EMBER预测高分辨率重子场从低分辨率暗物质输入通过上采样技术。作为一个实际的应用，我们使用这种方法来模拟高分辨率HI地图的暗物质模拟的L=100 Mpc/h的共动宇宙盒。暗物质晕的气体含量和由EMBER预测的HI柱密度分布与大体积宇宙学模拟和丰度匹配模型的结果符合得很好。我们的方法提供了一个计算效率高，随机模拟器，用于增强暗物质只有物理上一致的重子场的地图模拟。
2022-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zooming by in the CARPoolGP lane: new CAMELS-TNG simulations of zoomed-in massive halos
本研究开发CARPoolGP方法，高效采样高维参数空间并生成低方差仿真，扩展CAMELS模拟至768个大质量暗物质晕，探索反馈物理并改进未来SZ观测的天体物理参数约束。
2024-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spiral Arms are Metal Freeways: Azimuthal Gas-Phase Metallicity Variations in Simulated Cosmological Zoom-in Flocculent Disks
我们研究模拟银河系质量盘星系的反馈在现实环境（FIRE-2）宇宙放大模拟套件，其中包括一个亚网格湍流金属混合模型的气相金属丰度分布的方位角变化。我们在$z \approx 0$上制作了空间分辨的盘图，像素大小从250到750 pc不等，类似于现代积分场单元（IFU）星系巡天，绘制了与HII区域相关的冷致密气体和电离气体中的气相金属丰度。我们报告说，螺旋臂交替的模式，丰富的金属和金属贫相对于中值金属含量的顺序为$\lesssim 0.1$ ~dex，出现在这个样本的絮状螺旋。即使在具有不同强度的金属混合的模拟中，该图案也持续存在，这表明该图案来自亚网格尺度以上的物理学。局部富集似乎不是$z \approx 0$方位角金属丰度变化的主要来源：在这些空间尺度上与局部恒星形成没有相关性。相反，旋臂是相对于彼此向内和向外移动的，在混合到更大尺度的星际介质之前，它们径向地携带着局部的金属丰度梯度。我们建议，臂作为高速公路引导相对金属贫气体径向向内，和相对丰富的气体径向向外。
2022-09-28 astro-ph.GA
The In-situ Origins of Dwarf Stellar Outskirts in FIRE-2
在观测到的宇宙中，大质量矮星系（$10^{8.5}<M_\star/M_\odot<10^{9.6}$）周围普遍存在着扩展的、古老的、圆形的恒星晕。然而，这些矮星不太可能经历足够数量的小合并，形成主要由吸积恒星组成的恒星晕。在这里，我们表明，消防2（反馈在现实环境中）宇宙放大模拟能够产生矮星系与现实的结构，包括厚盘和圆形恒星晕。至关重要的是，这些恒星晕是在原地形成的，主要是通过盘星的向外迁移。然而，在FIRE-2中也存在着大量的“非盘状”矮星，它们缺乏明确的盘/晕，与观测到的矮星种群不相似。这些非盘状矮星往往要么更缺乏气体，要么比盘状矮星有更爆发的近期恒星形成历史，这表明恒星形成的反馈可能阻止了盘状矮星的形成。这两类矮星都强调了星系内在形状的力量--这是对星系恒星含量分布的直接量化--来询问模拟星系中的反馈实现。
2022-05-02 astro-ph.GA
Under the Firelight: Stellar Tracers of the Local Dark Matter Velocity Distribution in the Milky Way
盖亚时代为发现太阳系附近被破坏的卫星星系的残余物开辟了新的可能性。如果局部吸积星的数量与由同一合并产生的暗物质相关，那么就可以直接绘制出暗物质的分布图。使用两个宇宙学放大的银河系质量的星系的流体动力学模拟从Latte套件的火-2模拟，我们发现一个很强的相关性之间的速度分布的恒星和暗物质在太阳圈的吸积从发光的卫星。这种对应关系适用于暗物质，无论是放松或在运动学子结构称为泥石流，是一致的两个模拟主机与不同的合并历史。由于暗物质和恒星之间可能存在空间偏移，因此这种对应关系对于流来说更成问题。我们演示了如何重建的暗物质速度分布从所观察到的吸积恒星星族的属性，通过适当占个别合并贡献的恒星与暗物质的比例。在使用Fire-2模拟演示了这种方法之后，我们将其应用于银河系，并使用它来恢复与最近发现的太阳附近恒星碎片场相关的暗物质速度分布。基于盖亚的结果，我们估计，$42 ^{+26}_{-22}\%$的本地暗物质，是吸积发光合并是在泥石流。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Amplified J-factors in the Galactic Center for velocity-dependent darkmatter annihilation in FIRE simulations
我们使用FIRE-2变焦宇宙学模拟银河系大小的星系晕计算暗物质湮灭和间接探测研究的天体物理J因子。除了速度无关（s波）湮灭截面$σ_v$，我们还计算有效的J因子的速度依赖模型，其中的湮灭截面是p波（$\propto v^2/c^2$）或d波（$\propto v^4/c^4$）。我们使用了12对模拟，每对模拟都使用了仅暗物质（DMO）物理和FIRE-2物理。我们观察到，FIRE运行产生的中心暗物质速度色散系统大于DMO运行的因素$\sim 2.5-4$。由于重子收缩和反馈的竞争效应，它们的中心（$\sim 400$ pc）暗物质密度范围也比DMO运行（$ρ_{\rm FIRE}/ρ_{\rm DMO} \simeq 0.5 - 3$）大。在距离银河系中心3度的地方，FIRE J因子是$5-50$（p波）和$15-500$（d波）的两倍，比DMO运行时高。在3度时s波信号的变化比较温和，可以更高或更低（$\sim 0.3-6$），尽管发射轮廓的形状更平坦（朝向银河系中心的峰值较少），并且在FIRE运行中在天空中更圆。我们的研究结果为s波的范围内的假设在大多数间接检测研究是大致一致的。我们观察到p波J因子与大多数过去的估计相比显著增强。我们发现，在不久的将来，p波湮灭的热模型可能在检测范围内。
2022-04-15 astro-ph.GA
Synthetic Gaia DR3 surveys from the FIRE cosmological simulations of Milky-Way-mass galaxies
本研究利用Fire-2/Latte宇宙学模拟构建九个匹配Gaia DR3选择函数、视向速度与测光的合成巡天，以支持模型检验及非平衡动力学解释。
2023-07-17 astro-ph.GA
FIREbox: Simulating galaxies at high dynamic range in a cosmological volume
本研究推出FIRE项目下的FIREbox宇宙学体积模拟，以高动态范围和高分辨率模拟星系演化，验证发现其低中质量星系性质与观测吻合，但低红移大质量星系结果偏高，为ΛCDM星系形成理论提供基准并指出建模挑战。
2023-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm FIRE: Simulating Galaxy Formation with Resonant Sterile Neutrino Dark Matter
我们研究了暖暗物质（WDM）宇宙学对矮星系形成的影响，通过一套宇宙学流体动力学放大模拟$M_{\rm halo} \approx10^{10}\,M_{\odot}$暗物质晕作为现实环境反馈（FIRE）项目的一部分。本文的一个主要重点是评估暗物质物理学和恒星反馈对冷暗物质（CDM）模型中发现的众所周知的小尺度问题的综合影响。我们发现在CDM和WDM模型中，星系的$z=0$恒星质量与其宿主暗物质晕形成时的中心密度$z_{\rm f}$有很强的相关性。WDM晕遵循与CDM相同的$M_{\star}(z=0)-V_{\rm max}(z_{\rm f})$关系，但它们形成较晚，中心密度较低，因此包含的星系质量小于CDM对应星系。因此，重子效应对中心引力势的影响相对于CDM来说通常是减小的。然而，WDM中延迟形成和来自恒星反馈的能量输入的组合导致暗物质轮廓具有较低的整体密度。这里研究的WDM星系比CDM中模拟的相同系统具有更广泛的恒星形成历史（SFH）多样性，并且两个最低的$M_{\star}$ WDM星系在后期形成了所有的恒星。因此，发现年轻的超微弱矮星系，没有古老的恒星形成-这在我们的CDM模拟中不存在-将提供支持WDM的证据。
2018-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The quenched fraction of satellites around simulated Milky Way-mass galaxies
Pomona College（波莫纳学院）；University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；California State University, San Bernardino（加州州立大学圣贝纳迪诺分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；California Polytechnic State University Pomona（加州州立理工大学波莫纳分校）；Yale University（耶鲁大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
通过比较三个宇宙学模拟和观测数据，发现所有模型都再现了低质量卫星更易淬灭的强趋势，但径向趋势存在差异，表明卫星淬灭的质量依赖性稳健，而径向趋势对卫星种群细节更敏感。
2026-05-26 astro-ph.GA
Fiery Cores: Bursty and Smooth Star Formation Distributions across Galaxy Centers in Cosmological Zoom-in Simulations
我们提出了一个分析的$R\lesssim 1.5$ kpc核心区域的7个模拟银河系质量的星系，从消防2（反馈在现实环境中）宇宙放大模拟套件，为一个精细的采样周期（$Δt = 2.2$百万年）的22百万年在$z \approx 0$，并比较它们与恒星形成率（SFR）和气体表面密度观测银河系的中央分子区（CMZ）。尽管没有被调整到复制CMZ的详细结构，我们发现，这些星系中的四个是一致的CMZ观测在某个时候，在这22万年期间。这里介绍的星系在它们的中心结构上是不均匀的，大致分为两个形态类;（a）有几个星系的气体和SFR分布非常不对称，强烈（紧凑）的恒星爆发发生在大约1000万年的时间内，并且结构位于通过CMZ的高度偏心轨道上，而（b）其他星系的气体和SFR分布更平滑，在所分析的时间段内SFR仅缓慢变化。在（a）类中心，气体和恒星形成复合体穿过小孔径（$R \lesssim 150$ pc，类似于CMZ观测中的$|l|<1^\circ$）的轨道运动对出现在这些孔径中的恒星形成/致密气体示踪物的贡献与这些结构的内部演化一样大。这些不对称/爆发的星系中心可以同时匹配CMZ气体和SFR观测，表明随时间变化的恒星形成可以解释CMZ的低恒星形成效率。
2021-01-26 astro-ph.GA
The Difficulty of Getting High Escape Fractions of Ionizing Photons from High-redshift Galaxies: a View from the FIRE Cosmological Simulations
本文介绍了FIRE（Feedback In Realistic Environment）计划中的一系列高分辨率（20-2000 Msun，0.1-4 pc）z6宇宙学放大模拟。这些模拟涵盖了晕质量10^9-10^11 Msun，静止帧紫外星等Muv = -9到-19。这些模拟包括多相ISM，恒星形成和恒星反馈的显式模型，在z = 0-6产生合理的星系属性。我们用辐射转移程序对快照进行后处理，计算氢电离光子的逃逸分数。我们发现瞬时fesc有很大的时间变异性（0.01%-20%），而在长时间尺度上的时间平均fesc通常保持在5%左右，比许多再电离模型的估计值要低得多。我们没有发现fesc对星系质量或红移有很强的依赖性。在我们的模拟中，内在电离光子预算主要由年龄小于300万年的恒星星族决定，它们往往被埋在密集的诞生云中。逃逸的光子主要来自于300万到1000万年之间的种群，它们的诞生云已经被恒星反馈清除了很大一部分。然而，根据标准的恒星星族模型，这些人口只贡献了一小部分的固有电离光子预算。我们表明，fesc可以提高到高值，如果年龄超过3百万年的恒星星族产生更多的电离光子比标准的恒星星族模型（如动机，例如，模型，包括二进制）。相比之下，具有观测所建议的速度的逃逸恒星只能使fesc增加一小部分。我们发现，“亚网格”恒星形成模型不能明确地解释n >> 1 cm^-3的致密云中的恒星形成，这将大…
2015-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A profile in FIRE: resolving the radial distributions of satellite galaxies in the Local Group with simulations
虽然通过最近的宇宙学模拟，本星系群（LG）卫星星系和LCDM宇宙学之间的许多紧张关系已经得到缓解，但卫星的空间分布仍然是物理模型和模拟中物理与数值干扰的重要测试。利用FIRE-2宇宙学放大重子模拟，我们研究了8个孤立的银河系质量主星系和4个类LG主星系对周围Mstar > 10^5 Msun的卫星星系的径向分布。我们证明了这些模拟解决了Mstar >~ 10^5 Msun的卫星的生存和物理破坏。模拟结果与LG观测结果基本一致，涵盖了MW和M31周围的径向剖面。这种一致性并不强烈依赖于卫星质量，即使在距离<~ 100千秒差距。主机到主机的变化占主导地位的分散在300千秒差距内的主机的卫星计数，而时间变化占主导地位的分散在50千秒差距内。在我们的样本中，质量越大的宿主星系在小距离处的卫星越少，这可能是因为通过宿主星系的重子盘增强了对卫星的潮汐破坏。此外，我们量化并提供适合的潮汐耗尽的subhalos在重子相对于暗物质-只有模拟作为距离的函数。我们的模拟轮廓表明，即使在M星大于~ 10^5 Msun的情况下，LG的观测也是不完整的：我们预测在MW周围会发现2-10颗这样的卫星，在M31周围可能会发现6-9颗。为了提供宇宙学的背景下，我们比较我们的结果与卫星周围的MW类似物在SAGA调查的径向配置文件，发现我们的模拟与大多数SAGA系统是大致一致的。
2020-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
SIDM on FIRE: Hydrodynamical Self-Interacting Dark Matter simulations of low-mass dwarf galaxies
我们比较了一套四个模拟的矮星系形成在10 $^{10} M_{\odot}$晕的碰撞冷暗物质（CDM）与星系模拟在同一晕具有相同的星系形成模型，但非零截面的暗物质自相互作用。这些宇宙放大模拟是真实环境反馈（FIRE）项目的一部分，并利用FIRE-2模型进行流体力学和星系形成物理学。我们发现在自相互作用暗物质（SIDM）与$σ/m= 1\, cm^2/g$中形成的星系的恒星质量与CDM（跨越$M_{\star} \approx 10^{5.7 - 7.0} M_{\odot}$）中形成的星系的恒星质量非常相似，并且所有的运行都处于类似的恒星质量-尺寸关系。在中央$250-500$ pc的对数暗物质密度斜率（$α=d\log ρ/ d\log r$）仍然比$α= -0.8$陡峭的CDM-Hydro模拟与恒星质量$M_{\star} \sim 10^{6.6} M_{\odot}$和核心的最大质量的星系。相比之下，使用$α>-0.4$，每个SIDM水动力学模拟都产生更平坦的剖面。此外，在SIDM运行没有重子预测的中心密度分布是类似的SIDM运行，包括FIRE-2重子物理。因此，在这个质量尺度上，SIDM似乎比CDM更适合包含（可能不确定的）重子物理学，这表明SIDM比CDM更容易使用低质量星系伪造。我们的FIRE模拟预测，星系质量小于$M_{\star} < 3 \times 10^6 …
2017-06-22 astro-ph.GA
FIRE in the Field: Simulating the Threshold of Galaxy Formation
我们提出了一套15个宇宙学放大模拟孤立的暗物质晕，所有的$M_{\rm halo} \approx 10^{10}\,{\rm M}_\odot$在$z=0$的质量，以了解晕组装，星系形成之间的关系，反馈的影响，在矮星系的中心密度结构。这些模拟是真实环境反馈（FIRE）项目的一部分，并以极高的分辨率执行。由此产生的星系具有与粗略的丰度匹配估计一致的恒星质量，与银河系维里半径（$M_\star/{\rm M}_\odot\approx 10^5-10^7$）之外可以看到的最暗星系相吻合。在$z=0$，在维里质量范围很窄的晕中，恒星质量的这种不可忽略的扩散与中心晕密度或最大圆速度$V_{\rm max}$密切相关。$M_\star$对第二个参数（$M_{\rm halo}$之外）的依赖性很大程度上是$M_{\rm halo}\sim10^{10}\,{\rm M}_\odot$质量标度与强再电离抑制阈值一致的直接结果：致密的、最早形成的晕在其整个历史中保持在紫外线抑制标度以上，而晚形成的系统在较长的时间内下降到紫外线抑制标度以下，因此形成的恒星较少。事实上，在我们的套件中，最新形成的，浓度最低的光环未能形成任何恒星。与仅模拟暗物质相比，由$M_\star\gtrsim2\times10^{6}\,{\rm M}_\odot$形成星系的晕中心密度降低，密度变化的径向范围与星系半质量半径$…
2017-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of LMC-mass environments on their dwarf satellite galaxies in the FIRE simulations
描述像大麦云（LMC）这样的矮星系的预测环境变得越来越重要，因为下一代的调查将灵敏度限制在宇宙学距离的低质量区域。我们研究的环境影响的LMC质量晕（$M_{200m} \sim 10^{11}$ M $_\odot$）对他们的人口的卫星（$M_\star \geq 10^4$ M $_\odot$）使用一套放大模拟在现实环境中的反馈（FIRE）项目。我们的模拟预测显著的热电晕与$T\sim10^5$ K和$M_\text{gas}\sim10^{9.5}$ M $_\odot$。我们确定了矮卫星星系，特别是中等质量的卫星（$M_\star = 10^{6-7}$ M $_\odot$）的环境淬火的签名。这些天体的气体含量表明，冲压压力可能是淬火机制，有时还得到恒星形成反馈的帮助。LMC质量宿主的卫星重复了MW质量宿主卫星中发现的静止分数的恒星质量依赖性（即静止分数随着恒星质量的减小而增加）。与附近中心的强烈双峰猝灭时间分布相比，LMC-质量宿主的Saxons具有更广泛的猝灭时间。最后，我们确定了显着的潮汐恒星结构周围的四个我们的六个LMC类似物，这表明恒星流可能是常见的。这些潮汐特征起源于近轨道的卫星，延伸到距离中央星系80 kpc的$\sim$，包含$\sim10^{6-7}$ M $_\odot$ ~的恒星。
2021-06-07 astro-ph.GA
Simulating galaxies in the reionization era with FIRE-2: morphologies and sizes
我们使用来自真实环境反馈项目的高分辨率宇宙学放大模拟来研究z>5的星系的形态和大小。星系的形态多种多样，从致密到致密再到不规则。模拟的星系有更多的扩展形态和更大的尺寸时，使用静止帧光学B波段光比静止帧紫外光测量，从恒星质量表面密度测量的尺寸甚至更大。紫外线形态通常由几个小而明亮的年轻恒星团主导，这些恒星团并不总是与显著的恒星质量相关。B波段光比紫外线更能追踪恒星质量，但它也会受到明亮团块的影响。在所有的红移，星系的大小与恒星的质量/光度与大的散射。在固定星等下，半光半径的范围为0.01至0.2弧秒（0.05-1千秒差距物理量）。当z>5时，在恒星质量/光度一定的情况下，星系的大小演化为（1+z）^{-m}，其中m~1-2。对于质量小于M_star~10^8 M_sun的星系，半质量半径与晕维里半径的比值约为10%，并且在z=5-10时不会发生显著的演化;对于质量更大的星系，这个比值通常为1-5%。一个星系的“观测”大小在较浅的表面亮度极限处急剧减小。这种效应可以解释哈勃前沿场测量到的z>5星系的极小尺寸。我们提供的累积光分布的函数的表面亮度的典型星系在z=6的预测。
2018-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial redistribution of stellar orbits in FIRE simulations of Milky-Way-mass galaxies
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；Pomona College（波莫纳学院）
研究通过FIRE-2模拟探讨恒星轨道在出生后径向迁移的变化，发现年轻恒星轨道参数下降，而年长恒星则上升，且径向再分布的散度随年龄增加后趋于饱和。
2026-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of gas accretion on $α$-element bimodality in Milky Way-mass galaxies in the FIRE-2 simulations
本研究分析FIRE-2模拟中11个银河系质量星系，发现α元素双峰性并非普遍特征，其出现与近期贫金属气体从星系晕周介质吸积有关，并受气体并合及平滑吸积来源影响。
2025-01-21 astro-ph.GA
zoomies: A tool to infer stellar age from vertical action in Gaia data
本研究利用Gaia DR3高精度天体测量数据，基于垂直作用量构建开源恒星年龄推断工具zoomies，经两种校准方式验证后，可用于大规模恒星族群尤其是低质量恒星行星相关研究。
2024-12-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Gusty, gaseous flows of FIRE: galactic winds in cosmological simulations with explicit stellar feedback
我们提出了一个分析的星系尺度的气体流出的FIRE（真实环境中的反馈）模拟。这套流体动力学宇宙学变焦模拟解决了恒星形成的巨大分子云的形成$z=0$，并具有显式的小尺度恒星反馈模型。我们的模拟显示，高红移星系经历恒星形成的爆发，然后是强大的星系外流，喷出大部分的ISM和暂时抑制恒星形成的阵风。然而，在低的红移，足够大的星系对应的L*-祖先发展稳定的磁盘和切换到一个连续的和静态的恒星形成模式，不驱动外流到晕。在高红移时，L*-祖元风的质量负荷因子为$η\approx 10$，而在低红移时则减小到$η\ll 1$。虽然较低的值$η$预计随着时间的推移，晕增长的质量，我们表明，强烈的抑制流出减少红移不能单独解释的质量演变。环银河外流速度是可变的，分布广泛，但通常范围在1到3倍的光环的圆周速度。大部分喷出的物质在环星系介质中形成了一个富集气体的储存库，其中一些可以在以后再循环，为进一步的恒星形成提供燃料。然而，通过星系风离开维里半径的一小部分气体永远不会恢复，导致大多数质量为$M_h \le 10^{12} M_{\odot}$的晕与宇宙平均值相比缺少$z=0$。
2015-10-20 astro-ph.GA
Black hole -- galaxy scaling relations in FIRE: the importance of black hole location and mergers
超大质量黑洞（SMBH）和它们的宿主星系的同时生长仍有待充分探索，特别是在高红移。虽然经常被理解为通过活动星系核反馈的自我调节的结果，但它也可以用其他SMBH吸积模型来解释。在这里，我们扩大了以前的工作，通过研究SMBH的增长与宇宙放大模拟（MassiveFIRE）的一个大套件的帮助下，在现实环境中的反馈（FIRE）项目的一部分。SMBHs的增长建模后处理与不同的黑洞吸积模型，位置，并合并处理，并通过比较，在飞行计算验证。引力矩驱动的吸积（GTDA）模型预测的标度关系同意在低红移的观测，而不需要AGN反馈，相反，吸积率强烈依赖于SMBH质量的模型。在高红移时，我们发现偏离了与先前理论结果一致的局域标度关系。特别是，SMBH的质量不足，可能是由于恒星反馈，但一旦它们的宿主星系达到$M_* \sim 10^{10} M_{\odot}$，它们就开始有效地增长。我们分析和解释这些发现的背景下，一个简单的分析模型。最后，我们表明，预测的标度关系敏感地依赖于SMBH的位置和SMBH合并的效率，特别是在低质量系统。这些发现突出了理解SMBH-星系标度关系的演变的相关性，以预测整个宇宙历史中SMBH合并的引力波信号的速率。
2022-01-06 astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas-phase Metallicity in FIRE-2 Dwarfs: Late-Time Evolution of Metallicity Relations in Simulations with Feedback and Mergers
我们提出了一个空间分辨气相金属丰度关系的分析在五个矮星系（$M_{halo} \approx 10^{11} M_\odot$，$M_\star \approx 10^{8.8}-10^{9.6} M_\odot$）从消防2（反馈在现实环境中）宇宙放大模拟套件，其中包括一个明确的模型，亚网格湍流混合气体中的金属，近$z\approx 0$，超过1.4 Gyrs，并比较我们的研究结果与观测。虽然这些矮星系代表了一个不同的样本，我们发现，所有模拟的星系匹配所观察到的质量金属丰度（MZR）和质量金属丰度梯度（MZGR）的关系。我们注意到，在所有五个星系中，星际介质（ISM）相位之间的金属丰度实际上是相同的，95 $\%$在各个ISM相位之间的$\pm$ 0.1 dex范围内，包括冷气体和稠密气体（$T < 500$ K和$n_{\rm H} > 1$ cm $^{-3}$），电离气体（靠近H $α$ $T \approx 10^4$ K山脊线）和星云区域（电离气体，1000万年平均恒星形成率不为零）。我们发现，大部分的相对金属丰度之间的分散冷和致密的气体和电离气体/星云区域可以归因于本地星暴事件或金属贫流入。我们还注意到，在我们的星系之一，m11 e的主要合并的存在下，在空间分辨地图的金属丰度分布的重大影响，显示出两个强大的金属丰度峰值，并触发在主星系的星暴。
2022-04-13 astro-ph.GA
Bar formation and destruction in the FIRE-2 simulations
本文基于FIRE-2宇宙学模拟研究13个银河系质量星系，发现棒形成受潮汐相互作用、恒星与暗物质质量比及盘运动学温度影响，冷盘更易形成强而长寿的棒，而高中心气体比例和剧烈恒星形成则倾向产生较弱棒。
2024-10-23 astro-ph.GA
Dissipative Dark Matter on FIRE: I. Structural and kinematic properties of dwarf galaxies
我们提出了第一套宇宙学重子放大模拟的星系，包括耗散自相互作用暗物质（dSIDM）。这些模拟利用真实环境反馈（FIRE-2）星系形成物理学，但允许暗物质具有类似于标准模型力的耗散自相互作用，由每单位质量的自相互作用截面$(σ/m)$和无量纲耗散度$0<f_{\rm diss}<1$参数化。我们调查这个参数空间，包括常数和速度依赖的截面，并专注于结构和运动学性质的矮星系与$M_{\rm halo} \simeq 10^{10-11} {\rm M}_{\odot}$。当以$(σ/m)_{\rm eff} \gtrsim 0.1\,{\rm cm^{2}\,g^{-1}}$（和以$f_{\rm diss}=0.5$为基准）模拟矮星时，模拟矮星的中心密度分布变得尖形.幂律斜率渐近线$α\approx -1.5$在低质量的矮星独立的横截面，这是由于暗物质“冷却流”。通过与只考虑暗物质的模拟结果的比较，我们发现在这个区域中的轮廓对重子的包含不敏感。然而，当$(σ/m)_{\rm eff} \ll 0.1\,{\rm cm^{2}\,g^{-1}}$，重子效应可以产生核心的密度轮廓相比，非耗散冷暗物质（CDM）运行，但在更小的半径。用$(σ/m) \gtrsim 10\,{\rm cm^{2}\,g^{-1}}$模拟的星系发展出显著的暗物质相干旋转，并伴随着晕变形，但这与通常归因于类重子dSID…
2021-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Simulating galaxies in the reionization era with FIRE-2: galaxy scaling relations, stellar mass functions, and luminosity functions
我们展示了一套来自真实环境反馈项目的z>5的宇宙学放大模拟，在z=5时，跨越晕质量范围M_halo~10^8-10^12 M_sun。我们预测了恒星质量晕质量关系，恒星质量函数和光度函数在几个波段从z=5-12。在z=5-12时，恒星质量-晕质量关系的中值并不强烈演化。光度函数的暗端斜率随着红移的增加而变陡，这是从这些红移处的晕质量函数继承而来的。在z~6以下，恒星质量函数和紫外光光度函数在M_star~10^4.5 M_sun（比M_1500 ~-12暗）以下稍微变平，这是由于低质量晕中恒星形成在再电离结束时受到电离背景的抑制。在更高的红移下不会出现这种平坦化。给出了SFR-M_halo、SFR-M_star和宽带星等-恒星质量关系的红移相关拟合函数。我们得到了z=5-12的恒星形成率密度和恒星质量密度，并表明在z>8时，来自非常微弱星系的贡献变得更加重要。此外，我们还发现比M_1500~-20亮的z~6 UV光度函数的下降主要是由于尘埃的衰减。在亮度大于M_1500=-13（-17）的星系中，大约有37%（54%）的紫外线光度被z~6的尘埃遮蔽。我们的结果与当前的数据基本一致，可以通过未来的观测进行检验。
2018-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing mass, momentum, energy and metal outflow rates of multi-phase galactic winds in the FIRE-2 cosmological simulations
我们的特点质量，动量，能量和金属流出率的多相星系风在一套火-2宇宙学的“放大”模拟在现实环境中的反馈（火）项目。我们分析了低质量矮星，中等质量矮星，银河系质量晕，高红移质量晕的模拟。与以前的工作一致，我们发现矮星从其星际介质（ISM）中喷出的气体比它们在恒星中形成的气体多100倍，而在大质量星系中，这种质量“加载因子”下降到1以下。大部分的质量在大质量晕中由热相（PDMATHAMM K）携带，在矮星中由暖相（$10^3-10^5$ K）携带;冷流出（$<10^3$ K）除了在高红移矮星中可以忽略不计。来自ISM的能量、动量和金属负载因子在矮星中是统一的，在更大质量的晕中明显更低。热的流出物具有比逃离矮星晕引力势所需的$2-5\times$更高的比能;事实上，在矮星中，质量、动量和金属流出率随半径增加而增加，而能量大致守恒，这表明被扫过的晕气体。在更强大的恒星形成事件期间以及内晕未维里化时，爆发平均质量负载因子往往更大，但我们实际上没有看到致密的ISM气体部分的趋势。我们讨论了我们的研究结果如何指导未来的受控数值实验，旨在阐明控制银河风的关键参数和由此产生的相关预防性反馈。
2021-09-17 astro-ph.GA
Galaxy Metallicity Gradients in the Reionization Epoch from the FIRE-2 Simulations
University of Chinese Academy of Sciences (UCAS)（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院）；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）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Department of Astronomy and Theoretical Astrophysics Center, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系和理论天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理与天文学系）
研究利用FIRE-2模拟探讨再电离时期银河气体金属丰度径向梯度演化，发现高红移银河团金属丰度梯度随时间变平，且与恒星质量及星形成率相关，揭示早期宇宙内形成机制。
2026-04-22 astro-ph.GA
Hot or Cold? Radial Redistribution of Stars in FIRE Simulations of Milky Way-Mass Galaxies and the Asymmetry of Inward versus Outward Migrators
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；Harvey Mudd College（哈维穆德学院）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）
利用FIRE宇宙学模拟研究恒星径向再分布中的动力学加热，发现向外迁移恒星偏心度变化小，向内迁移恒星几乎总是被加热，冷扭矩比例随年龄下降且一般低于50%。
2026-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust attenuation, dust emission, and dust temperature in galaxies at z>=5: a view from the FIRE-2 simulations
我们提出了一套34个高分辨率的宇宙学放大模拟，包括数千个晕到M_halo~10^12 M_sun（M_star~10^10.5 M_sun）在z>=5的反馈在现实环境中的项目。我们后处理我们的模拟与三维Monte Carlo尘埃辐射转移代码研究这些模拟z>=5星系内的尘埃消光，尘埃排放和尘埃温度。我们的样本形成了红外过量（IRX=F_IR/F_UV）和紫外（UV）-连续斜率（beta_UV）之间的紧密相关性，尽管在我们的模拟中显示了斑块状，clusified尘埃几何形状。我们发现IRX-beta_UV关系主要由消光曲线的形状决定，并且与其归一化（由尘气比设定）无关。红外辐射热光度（L_IR）与过去1000万年的内禀紫外光度和恒星形成率（SFR）相关。我们预测，在给定的LIR，尘埃光谱能量分布的峰值波长z>=5的星系是由一个因素2（由于较高的尘埃温度平均）比在z=0。更高的尘埃温度是由更高的比SFR和SFR表面密度随着红移的增加而驱动的。我们推导出星系紫外光度函数（LFs）在z=5-10从我们的模拟，并确认，需要一个沉重的衰减再现所观察到的亮端UVLF。我们还预测了在z=5-10的IRLF和UV光度密度。我们讨论了我们的研究结果对当前和未来的观测探测尘埃衰减和发射z>=5星系的影响。
2019-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissipative Dark Matter on FIRE: II. Observational signatures and constraints from local dwarf galaxies
我们分析了第一套宇宙学重子放大模拟的星系在耗散自相互作用暗物质（dSIDM）。模拟利用FIRE-2星系形成物理学，包括耗散暗物质自相互作用建模为一个恒定的分数能量耗散（$f_{\rm diss}=0.5$）。在本文中，我们研究的性质与$M_{\ast} \sim 10^{5}\operatorname{-}10^{9}\,{\rm M}_{\odot}$的矮星系在隔离和银河系质量的主机。对于孤立的矮星，我们发现更紧凑的星系大小和促进恒星/中性气体盘形成的dSIDM与$(σ/m)\leq 1\,{\rm cm^2\,g^{-1}}$，但他们仍然是一致的观测星系的大小和质量。此外，由于在dSIDM中开发的更陡峭的中心密度分布，在具有$(σ/m)\geq 0.1\,{\rm cm^2\,g^{-1}}$的模型中孤立矮星的sub-kpc圆速度增强了约两倍，这仍然与测量的本星系群矮星的恒星速度色散一致，但与更大质量的场矮星的HI旋转曲线紧张。同时，对于模拟的银河系质量主机的卫星，中值圆速度分布受dSIDM物理的影响很小，但dSIDM可能有助于解决CDM中缺少的紧凑型矮卫星。dSIDM中的卫星数量略有增加，但与主机到主机的巨大变化相比，差异很小。总之，在亮矮星（$M_{\rm halo}\sim 10^{11}\,{\rm M}_{\odot}$）中，圆速度约束有效地排除了具有恒定横截面$(σ…
2022-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Great Balls of FIRE III: Modeling Black Hole Mergers from Massive Star Clusters in Simulations of Galaxies
本研究应用新框架结合FIRE项目星系模拟与CMC代码，探究不同质量星系中大质量星团内双黑洞的动力学形成，发现低质量星系贡献有限且并合率与极端恒星形成强相关。
2023-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
FORGE'd in FIRE: Resolving the End of Star Formation and Structure of AGN Accretion Disks from Cosmological Initial Conditions
California Institute of Technology（加州理工学院）；Harvard University（哈佛大学）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；Flatiron Institute（平托研究所）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Toronto（多伦多大学）；Northwestern University（西北大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of California San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）
本文通过结合FIRE和STARFORGE物理，研究了从宇宙学尺度到亚解析角尺度的恒星形成结束和AGN吸积盘结构。
2024-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Orientations of DM Halos in FIRE-2 Milky Way-mass Galaxies
暗物质（DM）晕的形状和方向对DM粒子的微观物理很敏感，然而在许多质量模型中，银河系DM晕的对称轴通常被假设为与恒星盘的对称轴对齐。这对于内DM晕轮是有充分动机的，但对于外晕轮不是。我们使用放大的宇宙重子模拟从拿铁套件的FIRE-2银河系质量的星系探索DM晕的方向与半径和时间的演变，有或没有一个主要的合并与大麦云（LMC）的模拟，当不同的DM模型。在我们研究的四个CDM晕中的三个中，晕短轴的方向偏离恒星盘矢量超过20度，超过30个银河系千秒差距，最大达到30- 90度，这取决于单个晕的形成历史。在使用自相互作用DM与$σ= 1 \, \mathrm{cm}^2 \, \mathrm{g}^{-1}$模型的相同模拟中，晕保持与恒星盘对齐，直到$\sim$ 200- 400 kpc。与大质量卫星的相互作用（$M \gtrsim 4 \times 10^{10} \, \rm{M_\odot}$在近心; $M \gtrsim 3.3 \times 10^{10} \, \rm{M_\odot}$在下落）显著影响晕的方向，使晕的主轴与卫星星系从盘到维里半径对齐。如果可以考虑大质量卫星的影响，那么超过30 kpc的晕和盘的相对取向是SIDM的潜在诊断。
2022-11-29 astro-ph.GA
The origin of metal-poor stars on prograde disk orbits in FIRE simulations of Milky Way-mass galaxies
在等级结构的形成中，银河系内和周围的贫金属恒星主要来自低质量星系的合并。因此，一个普遍的期望是，贫金属恒星应该有各向同性的，色散主导的轨道，不与MW盘强烈相关。然而，最近对MW恒星的观测表明，贫金属（[Fe/H] < -2）恒星优先位于相对于盘的轨道上。使用宇宙学放大模拟MW/M31质量星系的FIRE-2套件，我们调查的流行和起源的贫金属恒星。几乎所有的模拟（12个中的11个）都有贫金属的恒星在今天和它们历史上的大部分时间里都优先环绕轨道：因此，我们预测这是MW/M31质量星系的一个通用特征。典型的逆行与逆行比约为2：1，在Fe/H] <-1时，它与恒星金属丰度的关系很弱。我们的模拟预测的这些趋势符合MW观测。贫金属的恒星主要起源于7 - 12.5 Gyr前的单一LMC/SMC质量的富气体合并，它将现有的贫金属恒星和重要气体沉积在轨道向量上，引发了长寿恒星盘的形成和/或塑造了其方向，导致所有低金属量恒星的偏置。我们发现次主导的贡献，从原位恒星形成的宿主星系在此合并之前，在某些情况下，额外的大规模合并。我们发现，我们的MW/M31质量星系在z = 0的任何属性之间的明确的相关性和程度的这种偏置作为不同的合并方案的结果。
2021-05-07 astro-ph.GA
Analysis of shape and angular orientation parameters of velocity-dependent dark matter annihilation signals in Galactic Centers for FIRE simulations
本研究利用FIRE-2模拟分析银河系中心暗物质湮灭J因子信号的形状与取向，发现其呈近圆形且与银道面对齐，与仅暗物质模拟的预测不同，并与Fermi-LAT观测的银河系中心过量相符。
2025-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the CGM of Low-redshift Dwarf Galaxies Using FIRE Simulations
紫外线金属吸收线的观测提供了深入了解的结构和组成的环星系介质（CGM）周围的星系。我们将这些观测结果与FIRE-2模拟套件中高分辨率宇宙学放大运行中矮星系周围的低红移（$z \leq 0.3$）CGM进行了比较。我们选择的模拟星系相匹配的晕质量，恒星质量和观测样本的红移。我们使用Trident对C IV，O VI，Mg II和Si III的UV跃迁进行吸收测量。C IV离子的FIRE等效宽度（EW）分布和覆盖分数与$0.5 R_{vir}$内的观测结果大致一致，但对O VI、Mg II和Si III的预测不足。CGM中离子的吸收强度与星系的质量和恒星形成活动适度相关。关联强度随离子电离势的增大而增大。从模拟的气体的结构和组成表现出三个区域周围的矮星系的特点是不同的离子柱密度：盘状ISM，内部CGM（风为主的制度），外部CGM（IGM吸积为主的制度）。我们发现，在模拟中的外部CGM是几乎但不完全支持的热压力，所以它不是在流体静力平衡（HSE），导致晕尺度的大规模流入和流出的运动。净气体流入速率与星系的SFR相当，但大量流入和流出速率要大一个数量级，速度与晕的维里速度相当。这些粗略的维里速度（${\sim} 100 km s^{-1}$）在模拟中产生大的EW。这支持了矮星系的图片，在大尺度的动态CGM耦合到小规模的恒星形成活动的中心附近的晕。
2020-11-03 astro-ph.GA
The physical origin of positive metallicity radial gradients in high-redshift galaxies: insights from the FIRE-2 cosmological hydrodynamic simulations
基于FIRE-2模拟，研究高红移星系正金属丰度梯度的起源，发现高sSFR和弱旋转支持星系更易出现正梯度，恒星反馈驱动的气体流是关键机制。
2025-06-24 astro-ph.GA
The Local Group on FIRE: Dwarf galaxy populations across a suite of hydrodynamic simulations
我们提出了一套新的高分辨率流体动力学宇宙放大模拟，适用于反馈在现实环境（FIRE）物理本地集团（LG）和孤立的银河系（MW）样卷（十个主机系统的重子粒子质量$\simeq 3,500-7,000\,M_\odot$）。我们研究了矮星系群的恒星质量函数、圆速度或质量分布以及速度弥散。模拟再现恒星质量函数和中心密度的MW卫星矮星的$M_\ast \geq10^{5.5}\,M_\odot$和预测的$\sim3$不明星系的存在与$M_\ast\sim10^5\,M_\odot$在$300$ kpc的MW。总的来说，我们没有发现证据的经典失踪卫星或太大而不能倒（TBTF）的问题，卫星星系在我们的样本。在卫星，TBTF解决主要是由subhalo中断和整体质量损失，中央密度分布的subhalos是次要的。对于非卫星星系，我们的LG类模拟预测$\sim10$作为尚未见过的星系在距离$0.3-1$ Mpc从两个主机，$M_\ast\simeq10^{5-6}\,M_\odot$（在晕与$V_\mathrm{max}\sim 20~\mathrm{km\,s}^{-1}$），尽管有很大的晕到晕的变化。我们的模拟没有产生一个紧凑的，重子占主导地位的，高密度的矮椭圆型星系（$V_\mathrm{circ} \gtrsim 35~\mathrm{km\,s}^{-1}$在$r<1\,$ kpc），其中六个…
2018-06-11 astro-ph.GA
The origin of the diverse morphologies and kinematics of Milky Way-mass galaxies in the FIRE-2 simulations
我们使用流体动力学宇宙放大模拟从火项目探索15个银河系（MW）质量的星系的形态和运动学。我们的样本范围从紧凑的，膨胀为主的系统，其90%的恒星质量在2.5千秒差距内的良好有序的磁盘，达到$\gtrsim15$千秒差距。我们星系中的气体总是在$z=0$形成一个薄的、旋转支撑的圆盘，其大小主要由气体质量决定。对于恒星，我们量化的运动学和形态都通过磁盘状轨道上的恒星的分数，并与恒星盘的径向范围。在这个质量范围内，恒星的形态和运动学与仅由暗物质模拟得到的晕的性质（晕合并历史、自旋或形成时间）的相关性很差。它们与星系的气体历史有更强的相关性：那些在$z\sim1$之后维持高气体质量的星系发展出有序的恒星盘。我们确定的形态学的最佳预测因素是星系形成其1/2恒星时晕中气体的自旋（即构建星系的气体）。在热晕出现之前，高$z$合并会在样本中产生一些最大的隆起（来自富含气体合并的致密盘），而后来形成的隆起通常来自内部过程，因为卫星在星系合并之前被剥离了气体。此外，$z=0$ MW质量星系中的大多数恒星（甚至是$z=0$核球恒星）都形成于一个圆盘中：$\gtrsim$ 60-90%的恒星开始它们的生命都是旋转支撑的。
2017-12-11 astro-ph.GA
The Fates of the Circumgalactic Medium in the FIRE Simulations
我们分析了不同的命运的环星系介质（CGM）在FIRE-2宇宙学模拟，集中在红移z=0.25和z=2代表最近的调查。我们的分析包括21个放大模拟，覆盖晕质量范围Mh（z=0）~ 10^10 - 10^12 Msun。我们分析了气体在第一次离开CGM后的最终位置（它的“近似”命运），以及它在z=0时的位置（它的“最终”命运）。在z=2的CGM中，约有一半在Mh（z=2）~ 5e 11 Msun晕中的ISM或z=0的中央星系恒星中发现，但在低质量晕中，大部分CGM最终出现在IGM中。即使M_h（z=2）~ 5e 10 Msun晕中的CGM在被喷入IGM之前首先吸积到中央星系，也是如此。另一方面，z=0.25处的CGM质量的大部分在所分析的所有晕质量处保留在z=0处的CGM中。随后在Mh（z=0）~10^12 Msun晕的祖先星系中吸积到中央星系的CGM气体中，大部分在z=2时是冷的（T~10^4 K），但在z=0.25时是热的（~Tvir），与预期的从冷模式到热模式吸积的转变一致。尽管存在吸积模式的转变，但在z=0.25和z=2时，Mh >~ 10^11 Msun中>~80%的冷气体会吸积到星系上。我们发现，CGM气体的金属含量通常是一个穷人的预测其近和最终的命运。这是因为一般来说，CGM气体的来源与其在CGM中大量混合的结果之间几乎没有相关性。
2019-10-02 astro-ph.GA
The High-Redshift Gas-Phase Mass-Metallicity Relation in FIRE-2
利用 FIRE-2 高红移模拟（z=5-12）研究气相质量-金属丰度关系，发现其红移演化极弱，与 JWST 观测吻合，且离散度随恒星质量减小而增大。
2024-05-23 astro-ph.GA
Ne VIII in the warm-hot circumgalactic medium of FIRE simulations and in observations
本文利用FIRE宇宙学模拟预测Ne VIII柱密度以研究温热星系周介质，发现基准模型与CASBaH和CUBS观测总体一致但可能低估弥散，而修改反馈机制的模拟变体则系统性低估，表明Ne VIII观测可为星系形成模拟提供重要约束。
2024-07-31 astro-ph.GA
The Dynamics of Old Inner Galaxy Stars in Milky Way-mass Galaxies Using FIRE-2 Simulations
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Graduate Center, City University of New York（纽约市立大学研究生中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
利用FIRE-2宇宙学模拟分析13个银河系质量星系中古老内星系恒星的运动学性质，发现它们主要形成于宿主星系，但吸积恒星在早期阶段显著，且盘状动力学随年龄减小而增强。
2026-06-16 astro-ph.GA
The AGORA high-resolution galaxy simulations comparison project: CosmoRun data release
本文发布AGORA CosmoRun模拟的原始输出数据，涵盖八种主流数值代码模拟的银河系大小星系在多个红移处的演化结果及晕中心、维里量和并合树等元数据。
2024-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disk settling and dynamical heating: histories of Milky Way-mass stellar disks across cosmic time in the FIRE simulations
基于FIRE-2模拟14个银河系质量星系，本文划分恒星盘沉降三阶段并比较形成时与现今速度弥散，揭示盘沉降和形成后加热的作用。
2023-11-21 astro-ph.GA
Decoding the Galactic Twirl: The Downfall of Milky Way-mass Galaxies Rotation Curves in the FIRE Simulations
本文利用FIRE-2模拟和合成Gaia数据检验银河系旋转曲线测量中的系统误差，发现偏差达5%-20%，并重新推导出与NFW轮廓一致的暗物质密度分布及维里质量，建议结合多种探测手段研究暗物质轮廓。
2025-03-07 astro-ph.GA
No missing photons for reionization: moderate ionizing photon escape fractions from the FIRE-2 simulations
本文给出了真实环境中的反馈项目中34个高分辨率宇宙学放大模拟星系在z>5时的氢电离光子逃逸分数（f_esc），并用电离辐射的蒙特卡罗辐射转移代码进行了后处理。我们的样品由8500个晕组成，在M_vir~10^8--10 ^$> 12} M_sun（M_star~10^4--10 ^$> 10} M_sun），z=5--12。我们发现，<f_esc>当M_vir~ 10^{9.5}-10 ^{11} M_sun时，样品平均值随晕质量的增加而增加，当M_vir>10^{11} M_sun时，样品平均值随晕质量的增加而减小。当量，<f_esc>随着恒星质量的增加而增加，直到M_star~10^8 M_sun，并在更高的质量下减少。即使应用单星恒星星族合成模型，我们也发现<f_esc>在M_star~10^8 M_sun的星系中有一个中等的~0.2。几乎一半的逃逸电离光子来自1- 300万年前的恒星，其余的来自3- 1000万年前的恒星。双星只有适度的影响，增加<f_esc>约25- 35%，逃逸光子的数量增加60- 80%。大多数泄漏的电离光子来自恒星形成活跃的区域，这些区域通常包含一个由致密壳层包围的反馈驱动的kpc尺度的超级气泡。壳层在加速的同时正在形成恒星，所以壳层中较早形成的新恒星已经在壳层内部。气泡中和壳层边缘附近的年轻恒星可以完全覆盖一些通过反馈预先清除的低柱密度路径，…
2020-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the near-far connection with FIRE simulations: inferring the stellar mass function of the proto-Local Group at z > 6 using the fossil record of present-day galaxies
利用FIRE-2模拟中882个低质量星系，验证了通过现今本地群星系化石记录可无偏重建z > 6时低质量端恒星质量函数斜率的“近-远”方法。
2023-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Simulation Resolution on Dwarf Galaxy Stellar Stream Populations in FIRE
California Institute of Technology（加州理工学院）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；University of California, Davis（加利福尼亚大学戴维斯分校）；Yale University（耶鲁大学）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK中心）
本研究通过对比不同粒子质量分辨率的FIRE-2模拟，发现高分辨率能产生更多、更低质量的矮星系星流，且其轨道特性与银河系观测更一致，表明分辨率影响星流形成与瓦解过程。
2026-10-06 astro-ph.GA
Metallicity Gradients in Modern Cosmological Simulations II: The Role of Bursty Versus Smooth Feedback at High-Redshift
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Philipps Universität Marburg（马尔堡菲利普斯大学）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）
研究通过不同反馈模式的模拟探讨高红移下金属丰度梯度形成机制，发现爆发式反馈使梯度更平缓，而平滑反馈保持陡峭梯度，观测显示多数梯度可能由爆发式反馈主导。
2026-04-07 astro-ph.GA
