Bursty star formation during the Cosmic Dawn driven by delayed stellar feedback
近年来，几个分析模型已经证明，关于晕生长和反馈调节恒星形成的简单假设可以与z>6的星系（有限的）现有观测数据相匹配。通过扩展这样的模型，我们证明了对恒星反馈施加时间延迟（在超新星爆炸的情况下不可避免地发生）会导致小星系的爆发。虽然超新星的祖先有很短的寿命（约5-30百万年），但延迟超过了在如此高的红移下星系的动力学时间。因此，恒星形成过程不受反馈的影响，持续了几个周期，并“超过”了反馈调节的恒星形成模型的预期。我们发现，即使在z>6时质量高达~10^10.5 Msun的原子冷却晕中，也会出现这种过冲。然而，这些爆发周期在大质量星系中很快就消失了，因为大的晕对反馈的抵抗力更强，所以保持了持续的气体供应。小星系中的爆发--很大程度上超出了现有观测的范围--会导致这些晕的光度分散（约1等），并将时间平均的恒星形成效率提高一个数量级。这种爆发可能对恒星形成和再电离的早期阶段产生重大影响。
2021-09-09 astro-ph.GA
Quantifying the Relationship Between Galaxy Specific Star Formation Rate And Halo Spin For Star-forming Galaxies
本研究通过ALFALFA HI数据发现，恒星形成星系中特定恒星形成率与暗物质晕自转率呈弱正相关，揭示了角动量调节的气体吸积机制与模拟结果之间的矛盾。
2025-11-26 astro-ph.GA
One-zone models for spheroidal galaxies with a central supermassive black-hole. Self-regulated Bondi accretion
利用一个单区演化模型，研究了超大质量黑洞与宿主星系的协同演化随吸积辐射效率、暗物质含量和宇宙学气体注入量的变化.特别地，辐射反馈是通过使用自调节的Bondi吸积计算的。模型的特点是强烈的振荡时，星系是在活动星系核状态与高吸积光度。我们发现，这些单区模型是能够重现两个重要的阶段的星系演化，即一个模糊的冷阶段时，大部分的恒星形成和黑洞吸积发生，以及以下的静态热阶段，吸积仍然高度次爱丁顿。在几乎所有的模型中也发现了与冷相相关的康普顿厚相。参数空间的探索表明，与现今的Magorrian关系最接近的协议，获得独立的暗物质晕质量，星系与低质量的种子黑洞，吸积辐射效率~0.1。
2010-10-16 astro-ph.GA
Black hole evolution: I. Supernova-regulated black hole growth
一个超大质量黑洞（BH）的成长取决于宿主星系能够供给它多少气体，这反过来又受到宇宙环境的控制，通过星系合并和宇宙流的吸积，星系如何获得它们的气体，但也受到星系内部过程的控制，例如恒星形成和来自恒星和BH本身的反馈。在本文中，我们通过一个高分辨率的放大宇宙学模拟--赛斯模拟，研究了一个10^12 Msun的晕在z=2时的生长，它是al星系群在z=0时的祖先，以及它的中心BH的生长。我们研究了银河系中冷气体吸积驱动的黑洞演化，并探讨了超新星反馈（SNe）的效率。对于来自SNe的相对低效的能量输入，BH从早期开始以爱丁顿速率增长，并且一旦它足够大就达到自我调节。我们发现，在早期宇宙时间z>3.5时，来自SNe的有效反馈阻止了沉降盘的形成以及BH附近稠密冷气体的积累，并使中心致密物体挨饿。随着星系及其晕的质量积累，它们能够限制重大合并提供的核流入，并且黑洞以持续的接近埃丁顿吸积率的速度增长。我们认为这种机制应该在低质量星系中普遍存在，对应于我们模拟中恒星质量低于10^9 Msun的星系。
2015-07-02 astro-ph.GA
The self-regulated AGN feedback loop: the role of chaotic cold accretion
超大质量黑洞的吸积和反馈在星系、星系团和星系团的演化过程中起着重要的作用。我回顾活动星系核的反馈是如何紧密耦合的多相气体的形成和新探测的混沌冷吸积（CCA）。在湍流和加热的大气中，冷云和kpc尺度的细丝通过热不稳定性从等离子体中凝结出来，并朝着黑洞下雨。在原子核中，冷云、暗条和中央环面之间经常发生的混沌碰撞促进了角动量的抵消或混合，使吸积速率达到邦迪速率的100倍。快速的变化触发了强大的活动星系核外流，这熄灭了冷却流和恒星的形成，而不会破坏冷核心。活动星系核的加热抑制了多相气体和吸积的形成，反馈减弱，热晕再次冷却，重新开始新的循环。最终，CCA通过紧密的自我调节反馈在黑洞和整个宿主之间建立了一种共生联系，使气体晕在整个宇宙时间内保持全球热平衡。
2015-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Late-formed halos prefer to host quiescent central galaxies. I. Observational results
本研究利用恒星质量与暗晕质量比作为形成时间代理，结合SDSS数据发现晚期形成暗晕中的中心星系静止比例更高、旋涡比例更低，差异约8%，且结果不受群查找算法影响。
2023-05-14 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Turbulent Molecular Clouds Regulated by Radiation Feedback Forces II: Radiation-Gas Interactions and Outflows
来自年轻大质量恒星的辐射压力所产生的动量沉积，可能有助于破坏分子云，并通过驱动大规模外流来解开星团。我们扩展了我们以前的数值辐射流体动力学研究湍流，恒星形成的云，分析非电离紫外辐射和云材料之间的详细相互作用。我们的模拟跟踪气体和恒星粒子的演化，通过自引力坍缩，恒星形成和云破坏通过辐射驱动的外流。这些模型是理想化的，因为我们只包括辐射反馈，并采用等温状态方程。湍流产生了一个由密集的细丝和大洞组成的结构，辐射通过这些结构逃逸，因此只有约50%的辐射（累积）在恒星形成结束时被吸收。由中心簇所看到的按质量计的气体的表面密度分布大致为对数正态分布，其中sigma_ln（Sigma）= 1.3-1.7，类似于外部投影的表面密度分布。这允许低表面密度区域被向外驱动到其初始逃逸速度v_esc的近10倍。虽然流出的速度分布被对数正态表面密度分布加宽，但是由于大部分辐射逃逸，动量注入到气体云的总体效率降低。平均出流速度约为从初始云半径逃逸速度的两倍。我们的研究结果也为理解银河系尺度的辐射驱动风，特别是速度和表面密度之间的关系，为个别外流结构，以及由此产生的速度和质量分布所产生的湍流源。
2017-11-17 astro-ph.GA
The $Iκεα$ model of feedback-regulated galaxy formation
我们提出了星系形成的$Iκεα$模型，在该模型中，星系的恒星形成率是由大质量恒星反馈注入的能量和由于宇宙吸积而导致宿主暗物质晕的潜力加深而损失的能量之间的平衡所决定的。这种平衡是长期稳定的，只要恒星形成速率随着恒星形成气体中的压力而增加。$Iκεα$模型有四个参数，它们共同控制着恒星形成的反馈和到晕上的宇宙吸积速率。$Iκεα$精确地再现了恒星形成率作为晕质量和红移的函数在鹰流体动力学模拟，即使当所有四个参数保持不变。它预测了一个恒星形成的主要序列的出现，沿着该序列，特定的恒星形成率弱依赖于恒星质量，其幅度随红移迅速增加。我们简要地讨论了新兴的质量金属丰度关系，星系恒星质量函数的演变，和扩展的模型，包括从活动星系核（AGN）的反馈。这些自我调节的结果是独立的恒星形成规律和星系的气体含量。相反，恒星形成星系是由恒星反馈和宇宙吸积之间的平衡塑造的，准确地解释与反馈相关的能量损失是一个关键因素。
2019-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A universal relation between the properties of supermassive black holes, galaxies, and dark matter halos
利用动态测量的$M_{\rm BH}>10^6\,{\rm M}_\odot$和$M_{\rm h}>5\times10^{11}\,{\rm M}_\odot$，研究了一个$55$附近星系样本中中心黑洞（BH）质量$M_{\rm BH}$、暗物质晕质量$M_{\rm h}$和恒星-暗物质晕质量比$f_\star\propto M_\star/M_{\rm h}$之间的关系.相对于以前的研究的主要改进是，我们认为早期和晚期类型的系统，其中$M_{\rm h}$是确定无论是从球状星团动力学或从空间分辨的旋转曲线。独立于它们的结构特性，我们样本中的星系在$M_{\rm BH}$ - $M_{\rm h}$ - $f_\star$空间中建立了一个定义良好的序列。我们发现：（i）$M_{\rm h}$和$M_{\rm BH}$彼此强相关，并与$f_\star$反相关;（ii）在$10^{12}\,{\rm M}_\odot$的$M_{\rm h}$处，$M_{\rm BH}$ - $M_{\rm h}$关系的斜率出现中断，在$\sim10^7\!-\!10^8\,{\rm M}_\odot$的$M_{\rm BH}$处，$f_\star$ - $M_{\rm BH}$关系出现中断;（iii）在固定的$M_{\rm BH}$处，具有较大$f_\star$的星系倾向于占据较轻的晕，并具有较晚的…
2021-08-06 astro-ph.GA
How feedback shapes galaxies: an analytic model
我们介绍了一个简单的分析模型的星系形成，链接的暗物质晕在宇宙学背景下的恒星质量的建立在他们的增长。该模型旨在确定在宇宙时间内驱动星系-晕共同进化的物理过程。该模型限制了重子天体物理学的作用，以确定星系和它们的晕之间的关系。使用这种方法，星系的性质可以直接从其宿主暗物质晕的生长来预测。我们探讨模型中，有效的恒星形成效率内晕是一个函数的质量（或维里温度）和独立的时间。尽管它的简单性，该模型再现自洽的形状和演化的宇宙恒星形成率密度，特定的恒星形成率的星系，和星系的恒星质量函数，无论是在目前的时间和高红移。通过系统地改变模型中的有效恒星形成效率，我们探索了星系恒星质量函数特征形状的出现。在低红移观测到的双Schechter函数的起源自然地解释了两个效率制度的恒星晕质量的关系，即恒星反馈调节阶段，和超大质量黑洞调节阶段。通过提供一组解析微分方程，该模型可以很容易地扩展和反演，使天体物理学和宇宙学的作用和影响得以探索和理解。
2019-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf galaxy formation with H2-regulated star formation
我们描述了宇宙学星系形成模拟与自适应网格细化代码恩佐，将恒星形成处方调节的分子氢的本地丰度。我们发现，这种H2调节的处方导致在z>4的低质量晕（M_h < ~10^10 M_sun）中恒星形成的抑制，减轻了理论星系形成模型所面临的一些矮星系问题。H2调节直接改变了冷气体的恒星形成效率，而不是通过“超新星反馈”间接减少冷气体含量。我们确定本地H2丰度在我们最精细的网格细胞（76适当的秒差距大小在z=4）通过应用模型的Krumholz，McKee，和Tumlinson，这是基于理想化的1D辐射转移计算H2的形成-解离平衡在~100 pc的原子-分子复合物。我们的H2调节模拟能够再现经验（虽然较低的z）Kennicutt-Schmidt关系，包括低Sigma_气体截止由于从原子到分子相的过渡及其金属丰度的依赖性，而不使用明确的密度阈值在我们的恒星形成处方。我们比较的光度函数，恒星质量密度和恒星形成率密度从我们的模拟最近的观测测定相同的z=4-8的演变，并找到两者之间的合理协议。
2012-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Super star cluster feedback driving ionization, shocks and outflows in the halo of the nearby starburst ESO 338-IG04
恒星反馈强烈影响星系的星际介质。第一个星系中的恒星反馈可能在使LyC光子逃逸方面发挥了重要作用，这有助于宇宙的再电离。附近的星暴星系作为本地的类似物，允许在这些星系的反馈过程的空间分辨评估。我们在ISM上描述了来自本地高红移类似物ESO 338-IG 04中星团的反馈效应，并将结果与最大质量星团的性质进行了比较。我们使用高质量的VLT/MUSE光学积分场数据来推导ISM的物理特性，如电离，密度，冲击，并从HST成像中对ESO 338-IG 04中最亮的星系团的光谱能量分布进行新的拟合。ESO 338-IG 04有一个大的电离晕，我们探测到的距离为9 kpc。我们确定4沃尔夫-拉叶（WR）集群的基础上，蓝色和红色的WR凹凸。我们遵循之前确定的电离锥，发现晕的电离随着距离的增加而增加。对星系运动学的分析显示，星系中众多年轻的星系团驱动着两个复杂的外流。我们发现了一个环的冲击辐射跟踪增强[OI]/H $α$的比例周围的星暴和流出的结束。最后，我们检测到与外流有关的富氮气体，可能是由大质量星团中的WR星引起的。光致电离主导了中心的星暴，并设置了整个晕的电离结构，导致密度限制的晕，促进了LyC光子的逃逸。在中心星暴之外，由膨胀的超级气泡引发的冲击变得重要。在外流结束时的冲击表明热流出的物质和更安静的晕气体之间的相互作用。
2018-09-10 astro-ph.GA
UV regulated star formation in high-redshift galaxies
宇宙大爆炸后数亿年形成的第一批星系是宇宙演化的关键驱动力，也是研究星系形成理论的理想实验室。在这里，我们研究的作用，紫外线辐射在抑制恒星形成的原始星系破坏分子氢，在原始气体的主要冷却剂，并提供估计的冷致密气体在恒星形成的开始。为了实现这一目标，我们进行三维宇宙学模拟的minihalos在不同的环境中形成在$ z\sim 25$通过不同的强度的背景紫外线通量低于莱曼极限之间的$\rm J_{21}=10^{-21}~erg/cm^2/s/Hz/sr$的单位在0.01-1000。特别地，我们包括$\rm H^-$的光剥离，$\rm H_2$的自屏蔽，这两者在以前的研究中被忽略，并使用更新的反应速率。我们的研究结果表明，根据背景水平的$\rm H_2$的形成被抑制，延迟引力坍缩，直到晕达到原子冷却极限。我们发现，形成冷的致密分子气体和随后的恒星形成得到延迟1亿至2.3亿年，这取决于背景辐射的水平和暗物质晕的生长历史。致密自屏蔽气体的分数是背景通量的强函数，并且随着$\rm J_{21} \geq 1$以上的入射UV通量的强度呈指数下降。我们发现，考虑到$\rm H_2$的自屏蔽是至关重要的准确估计的数量冷致密气体可用于恒星形成。
2019-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Dark Matter in Driving Disk Perturbations: Application to LMC-SMC Like Galaxy Interactions
University of Arizona（亚利桑那大学）；Universidad Tecnica Federico Santa Maria（费德里科·Santa玛利亚理工大学）；University of Maryland（马里兰大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontifical 大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
本研究利用N体模拟和基函数展开，量化了类似LMC-SMC系统中暗物质晕和卫星星系对宿主盘扰动的贡献，发现晕四极畸变是盘翘曲的主要来源，并通过多通道奇异谱分析区分了两种力矩的影响，为暗物质理论提供了检验途径。
2026-10-06 astro-ph.GA
The critical role of dark matter halos in driving star formation
本研究探究了暗物质晕对中心旋涡星系恒星形成的影响，发现暗物质晕质量增长调控HI到H$_2$的转化效率，并最终导致星系熄灭，凸显了暗物质晕作为星系全局恒星形成调节器的关键作用。
2025-03-06 astro-ph.GA
Pressure-Regulated, Feedback-Modulated Star Formation In Disk Galaxies
星系盘中的恒星形成率（SFR）取决于可利用的星际介质（ISM）气体的数量及其物理状态。相反，ISM的物理状态取决于SFR，因为最近形成的大质量恒星注入的“反馈”能量和动量对于抵消湍流耗散和辐射冷却的损失至关重要。ISM的物理状态也对限制它的引力场做出反应，增加的重量驱动更高的压力。在准稳定状态下，不同热相的平均总压将相互匹配，组分压力和总压将满足热平衡和动力学平衡要求，SFR将根据需要进行调整，以提供必要的恒星辐射和超新星反馈。星形ISM的压力调节反馈调制（PRFM）理论将这些想法形式化，从而预测单位面积的SFR（Sigma_SFR）将与ISM权重W几乎线性地缩放。根据大尺度气体表面密度Sigma、恒星加暗物质密度rho_sd和有效ISM速度色散sigma_eff，一个可观测的权重估计值为W~P_DE=pi G Sigma^2/2+Sigma（2G rho_sd）^{1/2} sigma_eff，预计这与总的中平面压力P_tot相匹配。使用一套多相磁流体动力学模拟运行的TIGRESS计算框架，我们测试的PRFM模型的原理和校准的总反馈产量Uppermint_tot = P_tot/Sigma_SFR ~ 1000 km/s，以及它的组件。我们比较结果从TIGRESS的理论，以前的数值模拟和观察，发现非常好的协议。
2022-06-30 astro-ph.GA
The Halo Masses of Galaxies to $z\sim 3$: A Hybrid Observational and Theoretical Approach
我们使用混合观测/理论的方法来研究星系运动学和派生的恒星和星系晕质量z=3作为恒星质量，红移和形态的函数之间的关系。我们的观测样本由1125个星系的串联组成，这些星系在长缝和积分场研究中具有0.4<z<3的运动学测量。我们调查了几种方法来测量晕质量的观测结果的基础上，从半分析模型，表明星系晕质量可以检索的分散度为0.4德克斯只使用恒星质量。我们发现了第三个参数，有关的时间形成的晕，这减少了恒星和晕质量之间的关系的分散，这样的系统形成较早有较高的恒星质量晕质量比，我们也发现观测。我们发现这种散射与形态学有关，例如早期类型或较老的恒星系统具有较高的M_*/M_halo比。我们进一步使用这种方法，并通过弱透镜和丰度匹配，恒星与晕质量的比率在1<z<3时不会随红移显着变化。这是证据，为规范的星系分级大会，使恒星的比例，暗物质的质量保持近似恒定，因为$z = 2$。我们利用这些结果表明，暗物质吸积速率的演变从$dM_{\rm halo}/d{\rm t} \sim 4000$ M太阳年$^{-1}$在$z \sim 2.5$，到几个100 M太阳年$^{-1}$由$z \sim 0.5$。
2018-06-20 astro-ph.GA
The physics driving the cosmic star formation history
我们使用五十多个大型宇宙学流体动力学模拟来研究驱动宇宙恒星形成（SF）历史的物理学，这些模拟共同构成了过度大型模拟（OWLS）项目。我们系统地改变模型的参数，以确定哪些物理过程占主导地位，哪些方面的模型是强大的。一般来说，我们发现，SF是有限的暗物质晕在高红移的积累，达到一个广泛的最大值在中等红移，然后减少，因为它是淬火较低的冷却速率在较热和较低密度的气体，气体耗尽，以及自我调节反馈的恒星和黑洞。因此，更高的红移SF主要由宇宙学参数决定，在较小程度上由再电离的光加热决定。SF历史上峰值的位置和高度，以及向现在下降的陡峭程度，取决于恒星和黑洞反馈的物理和实施。中等质量恒星的质量损失和金属线冷却都在后期提高了SF率。银河系以自我调节的方式形成恒星，其速度由大质量恒星和黑洞的反馈与气体冷却和吸积之间的平衡控制。奇怪的是，SF率对假设的SF定律高度不敏感。这可以从自我调节的角度来理解：如果SF效率改变，那么星系就会调整它们的气体比例，以达到相同的大质量恒星产生率。来自吸积黑洞的自我调节反馈需要与观测到的低于红移2的SF率的急剧下降相匹配，尽管来自SF的更极端的反馈，例如在高气压下头重脚轻的IMF形式，可以有所帮助。
2009-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
From lenticulars to blue compact dwarfs: the stellar mass fraction is regulated by disc gravitational instability
本研究利用大质量星系样本对比分析恒星-晕质量关系，提出基于盘引力不稳定性的新标度关系，证明其调控恒星质量分数演化，且该过程在各类盘星系中具有普适性。
2020-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Type Ia Supernova and Asymptotic Giant Branch Stellar Ejecta-regulated Interstellar Medium of Massive Galaxies
通过3D流体动力学模拟研究大质量星系中心，发现SNIa加热与AGB星风调控的ISM稳态轮廓取决于CGM压力和加热冷却比，连接了CGM与星系尺度并影响黑洞反馈，且分辨SNIa遗迹对模拟至关重要。
2025-08-13 astro-ph.GA
Ly$α$ emission as a sensitive probe of feedback-regulated LyC escape from dwarf galaxies
本研究利用PANDORA高分辨率矮星系模拟与\textsc{RASCAS}辐射转移后处理，揭示Ly$α$发射与LyC逃逸分数的普遍关联，为通过Ly$α$观测约束矮星系反馈调控的LyC逃逸、验证其宇宙再电离作用提供了依据。
2024-10-07 astro-ph.GA
Role of prompt cusps in driving the core collapse of SIDM halos
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Rice University（莱斯大学）
研究通过高分辨率N体模拟，探讨了包含大质量提示尖峰的孤立SIDM晕核心形成与坍缩过程，发现提示尖峰影响核心形成和坍缩的动力学特性。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing Simulations of AGN Feedback
我们进行自适应网格细化（AMR）和平滑粒子流体动力学（SPH）宇宙学变焦模拟周围的一个区域形成的星系团，比较的能力的方法来处理更复杂的重子物理。在最简单的非辐射情况下，这两种方法彼此吻合得很好，但SPH模拟产生的中心核心熵略低，维里激波半径略大，与以前的研究一致。包括辐射冷却，恒星形成和恒星反馈导致两种方法之间的差异更大。最引人注目的是，在z=5时，AMR情况下的快速冷却使吸积激波在维里半径内移动，而在SPH情况下，由于过度加热，加上激波宽度捕获较差，该激波仍保持在维里半径附近。另一方面，将活动星系核（AGN）的反馈添加到模拟中会导致方法之间的一致性更好。在这种情况下，两个模拟都显示出100 keV cm ^2的晕气体熵，类似的恒星形成率下降，晕重子含量下降约30%。这是一致的活动星系核的增长是自我调节，无论数值方法。然而，活动星系核反馈的模拟仍然在不自我调节的方面有所不同，例如在SPH中，更大体积的气体受到反馈的影响，并且集群仍然具有较低的熵中心核心。
2016-05-11 astro-ph.GA
Fluctuating feedback-regulated escape fraction of ionizing radiation in low-mass, high-redshift galaxies
低质量星系被认为提供了宇宙再生所需的大部分电离辐射。逃离星系的光子数量在理论上没有得到很好的限制，也很难通过观测来测量。然而，它是再电离模型的一个基本参数。我们详细研究了电离辐射如何从高红移星系泄漏。为此，我们使用了一系列高分辨率的辐射流体动力学模拟，在宇宙学背景下放大三个矮星系。我们发现，从超新星爆炸的能量和动量输入有一个调节逃逸分数的关键作用，通过破坏致密的恒星形成团块，并清除在晕视线。在没有超新星的情况下，光子被吸收得非常局部，在大质量恒星的诞生云中。我们遵循逃逸分数的时间演化，并发现它可以变化超过六个数量级。这解释了先前研究发现的逃逸分数值的大分散性。这种快速的变化也影响了再电离源的可观测性：即使像$M_{\rm UV} = -14$这样深的调查也会错过大约一半的莱曼连续辐射源。
2017-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-driven Origin and Evolution of Overmassive Black Holes and Little Red Dots
Indian Institute of Technology (IIT) Bhilai（印度理工学院比莱分校）
本文提出一个理论模型，解释了超大质量黑洞和可能的小红点在晕驱动的短暂阶段形成，并通过热压力介质抑制其生长，从而趋向局部黑洞质量-恒星质量关系。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Cosmic Baryon Cycle in IllustrisTNG: flows of mass, energy, and metals
Tel Aviv University（特拉维夫大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
IllustrisTNG模拟研究了星系中质量、能量和金属的流动，揭示了反馈机制对星系增长和熄灭的影响。
2026-03-09 astro-ph.GA
The role of the turbulence driving mode for the Initial Mass Function
湍流是恒星形成的关键因素，但它对初始质量函数（IMF）的作用尚未完全了解。本文通过对恒星团簇形成的磁流体动力学（MHD）模拟，研究了引力、湍流、磁场、恒星加热和外流反馈等湍流驱动模式对IMF的影响。我们发现，采用纯粹的压缩湍流驱动（COMP）的模拟产生了较高比例的低质量恒星相比，使用纯粹的螺线管驱动（SOL）的模拟。COMP下沉粒子（原恒星）分布的特征（中值）质量与SOL相比，向低质量移动了约1.5倍。我们的模拟IMF捕捉到了所观察到的IMF形式的重要特征。我们发现，在高质量和低质量范围内，IMF的有序性调节理论与我们的模拟IMF相当匹配，但低估了非常低质量恒星的数量，这些恒星在我们模拟的后期阶段形成，并由于动力学相互作用而停止吸积。我们的模拟表明，对于COMP和SOL，多重性分数是一个增加的函数的初级质量，虽然在COMP的多重性分数是高于SOL的任何初级质量范围。我们发现二元质量比分布与湍流驱动模式无关。在SOL中的下沉粒子的平均比角动量是一个因素的2高于COMP。总的来说，我们得出结论，湍流驱动模式在塑造IMF中起着重要的作用。
2022-11-25 astro-ph.GA
Non-Thermal Physics Drives Compact, Self-Regulated Galaxy Morphologies at Cosmic Dawn
Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
研究早期宇宙中意外明亮快速增长星系，用合成JWST观测阿扎哈尔模拟套件，表明全物理模型产生的星系与观测相符，解释了高红移明亮星系探测，对比其他模型，还指出低质量星系情况及未来高分辨率观测意义。
2026-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion-Driven Turbulence in the Circumgalactic Medium
Tel Aviv University（特拉维夫大学）；New York University（纽约大学）；Northwestern University（西北大学）
研究通过分析和流体动力学模拟，探讨了星系际介质湍流由气体吸积驱动的机制，发现吸积可增强湍流速度，并指出湍流主导的星系际介质可通过紫外吸收光谱的宽对数正态电离分布和大速度弥散识别。
2026-04-14 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Gas Fuelling of Spiral Galaxies in the Local Universe II. -- Direct Measurement of the Dependencies on Redshift and Host Halo Mass of Stellar Mass Growth in Central Disk Galaxies
我们提出了一个详细的分析的特定的恒星形成率-恒星质量（$\mathrm{sSFR}-M_*$）的$z\le 0.13$盘中心星系使用形态选择的质量完整的样本（$M_* \ge 10^{9.5} M_{\odot}$）。考虑样品的分组和未分组的星系，我们发现的$\mathrm{sSFR}-M_*$关系的盘为主的中央星系有没有检测到的依赖主机暗物质晕（DMH）的质量，即使在弱透镜测量表明的差异晕质量的一个因素$\gtrsim5$。我们进一步检测到的$\mathrm{sSFR}-M_*$关系的非分组（场）中心盘星系的红移，即使在一个$Δz \approx 0.04$（$\approx5\cdot10^{8}\mathrm{yr}$）的间隔，而散射保持不变的逐渐演变。这种演变与以前文献中使用较大红移基线和较粗采样的“恒星形成星系主序星”外推一致。两者合计，我们的研究结果提出了新的约束的范式下，SFR的星系是由一个自我调节的气体流入和流出之间的平衡，并在磁盘中的恒星形成的气体消耗，与流入的宇宙吸积率和燃料效率- $\dot{M}_{\mathrm{b,halo}}ζ$的产品确定。特别地，维持范例需要$\dot{M}_{\mathrm{b,halo}}ζ$独立于宿主DMH的质量$M_{\mathrm{halo}}$。此外，它要求燃料效率$ζ$有很强的红移依赖性（$\propto (1+z)^{…
2018-03-13 astro-ph.GA
Driving gas shells with radiation pressure on dust in radiation-hydrodynamic simulations
我们提出了辐射驱动的气体壳层发射明亮的活动星系核（AGN）在孤立的暗物质晕的辐射流体动力学模拟。我们的目标是（1）调查活动星系核辐射压力的尘埃发射星系外流的能力和（2）限制红外（IR）多重散射的效率，提高外流加速。我们的模拟进行了辐射流体动力学代码RAMSES-RT，包括单散射和多散射的辐射压力从AGN，辐射冷却和自引力。由于流出的壳层最终对入射辐射场总是透明的，所以即使在高AGN光度下，吹扫所有介入气体的流出物也可能保持与它们的晕的引力束缚。流出壳的膨胀是很好地描述了简单的分析模型，只要壳是温和的光学厚度的红外辐射。在这种情况下，通过IR多次散射的壳的加速度的增强如预测的那样发生，即力dP/dt = tau_IR L/c施加在气体上。然而，对于高光学深度τ_IR > 50，即使辐射被有效地限制，流出的光学厚气体和IR辐射之间的动量传递也被迅速抑制。在高τ_IR处，特征流动时间变得比IR辐射的所需捕获时间短，使得动量通量dP/dt <<τ_IR L/c。我们认为，虽然不太可能解开大规模的星系气体晕，活动星系核辐射压力的尘埃可以发挥重要作用，在调节恒星的形成和黑洞吸积在大规模的紧凑星系的核在高红移。
2018-05-24 astro-ph.GA
Growing galaxies via superbubble-driven accretion flows
我们使用一套冷却晕模拟来研究热晕气体快速吸积到恒星形成星系上的新机制。相关的超新星事件在晕圈气体中产生了会聚的“超级气泡”。当它们碰撞时，密度增加，驱动低金属性气体的冷却细丝进入圆盘。在我们目前的数值分辨率（20 pc）下，我们只能解决最戏剧性的事件;这些事件可能是在最大规模的富含气体的合并完成后（z < 1）星系盘形成的原因。当我们增加数值分辨率时，我们发现细丝持续的时间更长，推动了持续的晚期恒星形成。这表明SNe驱动的吸积可以作为一种有效的机制，从热晕中提取冷气体，驱动盘星系中的晚期恒星形成。我们发现，这种灯丝喂养导致$\sim 3$ M $_{\rm sun}$年$^{-1}$的峰值恒星形成率（SFR），与银河系的估计一致。相比之下，直接冷却从热晕（“热模式”吸积，不存在于模拟显示灯丝喂养）下降到SNe驱动的SFR的3-4倍，并在较短的时间内持续。我们分辨的细丝延伸到$\sim$ 50 kpc，达到$\sim 10^{18}$ cm $^{-2}$的柱密度。我们发现，这样的结构可以解释广泛的分散在镁II吸收看到沿视线类星体。我们的研究结果表明，恒星反馈在星系形成的双重作用，抑制热模吸积，同时促进冷模吸积沿细丝。这最终导致更多的恒星形成，表明积极的反馈效应超过了消极的反馈效应。最后，由于附加气体具有更高的角动量比来自热模吸积，我们表明，这将导致形成大得多的气体盘。
2014-10-14 astro-ph.GA
Revisiting the clustering of narrow-line AGN in the local Universe: Joint dependence on stellar mass and color
我们研究了SDSS中窄线活动星系核（AGN）的成团和暗晕特性，特别是研究了星系质量和颜色的联合依赖性。研究发现，蓝色星系或M*>~10^{10.5}Msun的大质量红色星系中的活动星系核在控制相同质量、颜色和结构参数的星系时，在所有尺度上都显示出几乎相同的成团振幅。这表明蓝色星系或大质量红色星系中的活动星系核活动是由内部过程调节的，与环境无关。Li et al.（2006）在AGN整体上发现了在~ 100 kpc和几个Mpc尺度之间的AGN反偏，但只有在红色星系和相对较低质量<10^{10.5}Msun的AGN中才观察到。一个简单的晕模型，活动星系核优先发现在暗晕中心可以重现的观测结果，但需要一个质量依赖的中心分数，这是一个因子~4从SDSS集团目录估计的分数高。同样的星群表显示，活动星系核在红色卫星星系中的主星系群往往比控制星系具有更低的晕质量，而活动星系核在红色中心星系中的主星系群往往形成得更早，这一点可以从星系群中两个最大质量星系之间的较大恒星质量差距中看出。我们的结果表明，暗晕的质量组装历史可能在低质量红星系活动星系核活动中起着额外的作用。
2018-11-21 astro-ph.GA
Stochastic Processes as the Origin of the Double-Power Law Shape of the Quasar Luminosity Function
类星体光度函数（QLF）提供了对黑洞和星系早期共同演化的深入了解。它的特征观测到红移$z\sim6$与明确的证据表明，一个双幂律的形状，在对比的Schechter类似形式的暗物质晕质量函数。我们调查这些分布的差异的物理起源考虑的影响，确定类星体的光度为一个给定的主机晕和红移的过程引起的随机性。我们采用一个条件光度函数，并建立了中等类星体的星等与晕质量$M_{UV,\rm{c}}(M_{\rm{h}})$与光度散射$Σ$和占空比$ε_{\rm{DC}}$的对数正态关系，并专注于高红移$z\gtrsim4$。我们表明，为了重现所观察到的QLF，$M_{UV,\rm{c}}/M_{\rm{h}}$丰度匹配需要所有最明亮的类星体托管在最稀有的最大质量的暗物质晕（随着$M_{UV,\rm{c}}/M_{\rm{h}}$晕质量的增加）。相反，对于$Σ>0$来说，最亮的类星体可能是相对常见的暗物质晕中的过亮离群点。在这种情况下，类星体的中等星等与晕质量的关系，$M_{UV,\rm{c}}$，在高端，由于反馈的自我调节增长的预期。我们对$Σ$和$ε_{\rm{DC}}$的参数空间进行了采样，并证明了对于$ε_{\rm{DC}}<10^{-2}$，$M_{UV,\rm{c}}$在$M_{\rm{h}}\sim 10^{12}M_{\odot}$之上。使用$ε_{\rm{DC}}\sim1$的型号需要…
2020-04-16 astro-ph.GA
An Extended Parametric Model for Self-interacting Dark Matter Halos
Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文与天体物理学系）
本文改进了自相互作用暗物质晕的参数模型，考虑质量吸积对gravothermal演化的效应，修正了原有模型对V_max的预测偏差，提高了模型准确性。
2026-04-23 astro-ph.GA
The Extremely High Dark Matter Halo Concentration of the Relic Compact Elliptical Galaxy Mrk 1216
致密椭圆星系（CEG）是高红移“红块”的局部类似物的候选者，这些红块被认为是今天早期星系（ETG）的祖先。要解决的暗物质（DM）晕在CEG的结构是否也反映了极其安静和孤立的演变，它的恒星，我们使用一个新的$\approx 122$ KS钱德拉观测与浅$\approx 13$ KS档案观测CEG Mrk 1216进行流体静力平衡分析的发光和放松的X射线等离子体发射延伸到半径$0.85r_{2500}$。我们检查了几个DM模型曲线，并且在每种情况下都获得了在理论$Λ$ CDM $c_{200}-M_{200}$关系中为大的正异常值的晕圈浓度$(c_{200})$;即，范围从$3.4\,σ- 6.3\, σ$到在固有散射方面高于中值$Λ$ CDM关系。我们测量的高值$c_{200}$意味着形成时间异常早，这坚定地确立了Mrk 1216中DM晕的遗迹性质。与附近的正常ETG相比，高度集中的DM晕导致$1R_e$处的DM分数更高，总质量斜率更小。此外，Mrk 1216的高度集中的总质量分布不能用MOND在不添加DM的情况下描述，并且它实质上偏离了径向加速度关系。Mrk 1216包含$r_{200}$中宇宙重子部分的$\approx 80\%$。冷却时间与自由落体时间之比的径向分布在一个大的中心区域（$r\le 10$ kpc）上在一个窄的范围$(t_c/t_{\rm ff}\approx 1…
2019-03-15 astro-ph.GA
Impact of supernova and cosmic-ray driving on the surface brightness of the galactic halo in soft X-rays
银河系的晕包含一个热等离子体，其表面亮度在软X射线中的量级为$10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ deg $^{-2}$。这种气体的起源尚不清楚，但到目前为止，银河系恒星形成的数值模型未能再现如此大的表面亮度。在本文中，我们分析了模拟的湍流，磁化，多相星际介质，包括热反馈的超新星爆炸以及宇宙射线反馈。我们包括一个依赖于时间的化学网络，气体和灰尘的自屏蔽，以及自引力。纯粹的热反馈本身就足以产生观测到的表面亮度，尽管它对超新星速率非常敏感。宇宙射线抑制了这种敏感性，并降低了表面亮度，因为它们驱动了较冷的外流。到目前为止，自引力的影响最大，因为它将盘中的扩散气体聚集成密集的团块和细丝，因此超新星在空隙中爆炸可以将大量的热气体喷射到晕中。这可以将表面亮度提高几个数量级。虽然我们的模拟没有达到稳定状态，但所有模拟都产生与观测相同数量级的表面亮度值，确切值敏感地取决于模拟参数。我们的结论是，恒星形成的反馈本身就足以解释热晕气体的起源，但单独的表面亮度的测量不提供有用的诊断银河系恒星形成的研究。
2015-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Galaxy Formation with Self-consistently Modeled Stars and Massive Black Holes. I: Feedback-regulated Star Formation and Black Hole Growth
越来越多的证据表明，星系和它们嵌入的大质量黑洞（MBH）在一个等级结构形成范式中共同演化。为了解决星系与MBH相互作用的非线性过程，我们描述了一个包含星系和MBH的自洽数值框架。高分辨率的自适应网格细化（AMR）代码恩佐修改模型的形成和反馈的分子云在其特征尺度为15.2 pc和吸积的气体到MBH。MBH反馈的两个主要通道，辐射反馈（X射线光子，随后通过全三维自适应射线跟踪）和机械反馈（双极射流解决高分辨率AMR），采用。利用宇宙学LCDM模拟研究了红移为3的9.2e11 Msun的星系晕和1e5 Msun的MBH的协同演化。MBH反馈加热周围的ISM高达1e6 K通过光电离和康普顿加热和局部抑制恒星形成的银河系内核。反馈大大改变了那里的恒星分布。这种来自缓慢增长的MBH的新反馈通道特别有趣，因为它只是局部占主导地位，并且不需要在磁盘上加热气体。MBH还通过使周围的ISM保持较长时间的高温来自我调节其生长。
2018-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Direct Measurement of the HI-Halo Mass Relation through Stacking
我们提出了准确的测量总HI质量的暗物质晕在z ~ 0的不同质量，通过堆叠整个群体的HI光谱从阿雷西博快速遗产ALFA调查。这些晕是从斯隆数字巡天DR 7主星系样本构建的光学星系群目录中选择的，具有可靠的晕质量和晕成员资格测量结果。我们发现，HI晕质量关系是不是一个简单的单调函数，假设在几个理论模型。除了晕质量的依赖性，总HI气体质量表现出强烈的依赖于晕的丰富度，较大的HI质量的组中有更多的成员在固定的晕质量。此外，至少有三个成员星系的晕在组目录中有一个急剧减少的HI质量，可能是由维里晕冲击加热和AGN反馈。HI气体对$M<10^{12.5}h^{-1}M_{\odot}$晕的贡献主要来自中央星系，而卫星星系对更大质量的晕的贡献占主导地位。我们的测量结果是一致的HI丰富的星系形成的三个阶段的情况。平稳的冷气体吸积推动了$M<10^{11.8}h^{-1}M_{\odot}$晕中HI质量的增长，晚期形成的晕具有更多的HI吸积。位力晕激波加热和活动星系核反馈将起到减少$10^{11.8}h^{-1}M_{\odot}<M<10^{13}h^{-1}M_{\odot}$晕中HI供应的作用。在质量比$10^{13}h^{-1}M_{\odot}$大的晕中，HI质量通常会随着并合而增长，对晕丰度的依赖性变得弱得多。
2020-04-09 astro-ph.GA
Multiphase turbulence in galactic halos: effect of the driving
超新星爆发、活动星系核喷流、星系间相互作用和星系团合并等都可以驱动环星系介质（CGM）和星系团内介质（ICM）中的湍流。然而，由这些源强迫的湍流的确切性质及其对CGM/ICM的不同统计特性及其全局热力学的影响仍然不清楚。为了研究不同类型的强迫的影响，我们进行高分辨率（$1008^3$分辨率元素）理想化的流体动力学模拟与纯螺线管（无发散）强迫，纯压缩（无卷曲）强迫，和自然的混合强迫（两个组件的等分数）。模拟还包括辐射冷却。我们研究了三种不同的强迫模式（sol、comp、mix）对气体形态、温度和密度分布、涡度拟能的源和汇的影响，螺线管运动，以及热（$\sim10^7~\mathrm{K}$）X射线发射气体和冷（$\sim10^4~\mathrm{K}$）H $α$发射气体的运动学。我们发现，压缩迫使导致更强的变化，密度和温度的气体相比，螺线管强迫。冷相气体形成大规模的压缩强迫和雾状，小规模的螺线管强迫云的对流结构。冷相气体具有较强的大尺度压缩强迫速度。自然混合强迫的运动学和气体分布介于两个极端之间，冷相气体既有大尺度的丝状云，也有小尺度的雾状云。
2022-06-07 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Formation of In Situ Stellar Haloes in Milky Way-Mass Galaxies
我们研究恒星晕的形成在三个银河系质量的星系使用宇宙学的平滑粒子流体动力学模拟，专注于在原地形成的晕星的子集，而不是那些从卫星吸积。在我们的模拟中，原位恒星在恒星晕中占主导地位，达到20 kpc，占其总质量的30- 40%。我们根据它们的起源将原地晕星分为三个简单的，物理上不同的类别：从主星系盘散射的恒星（“加热盘”），从气体顺利地吸积到晕上形成的恒星（“平滑”气体）和从下落的卫星剥离的气体流中形成的恒星（“剥离”气体）。我们发现，大多数属于剥离气类别。那些起源于盘外的平滑气体往往形成于同一时间和地点的剥离气体人口，这表明他们的形成是与相同的富含气体的吸积事件。分散盘星的贡献在整体上可以忽略不计，但在太阳附近是重要的，在那里，大约90%的偏心轨道上的恒星曾经属于盘星。然而，在这一地区晕和厚盘之间的区别是非常模糊的。目前，不同成分的化学和运动学性质非常相似，但在我们的研究中，三个星系之间的原位晕的全球性质有很大不同。在我们的模拟中，结构的层次性积累不仅是吸积恒星晕的驱动力，而且也是原位形成的晕星的驱动力。
2015-10-04 astro-ph.GA
The Fundamental Relation between Halo Mass and Galaxy Group Properties
我们探讨星系团晕质量和各种可观察到的群体属性之间的相互关系。我们提出了一个简单的方案，描述了中央星系及其宿主暗物质晕的演化。恒星形成猝灭是这一情景中的一个关键过程，它导致了蓝群（具有蓝中心的群）和红群（具有红中心的群）的不同组装历史。对于蓝色星系团，中央星系和晕都在继续增加它们的质量。对于红星系团，中央星系已经熄灭，其恒星质量保持不变，而其光环继续通过合并较小的光环而增长。从这个简单的情况下，我们推测的驱动属性，应该强烈相关的集团晕质量。然后，我们将机器学习算法随机森林（RF）回归器分别应用于半分析模型L-GALAXIES中的蓝色组和红色组，以探索这些非线性多相关性并验证上述方案。值得注意的是，RF回归器给出的结果与我们简单方案的预测完全一致，因此提供了强有力的支持。因此，RF回归器可以更准确地确定群晕质量，从可观测的星系性质与50%的误差减少。以这种方式更准确地确定晕质量也可以更准确地研究星系-晕连接和其他重要的相关问题，包括星系一致性和晕组装偏差对星系组装的影响。
2019-08-05 astro-ph.GA
The morphological transformation and the quenching of galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS）第七次数据发布（DR 7），研究了星系从晚型到早型的形态转变和猝灭现象。在恒星形成率-质量图（$\lg SFR - \lg M_*$）上，发现早型星系和晚型星系都具有双峰分布。因此，我们将它们分为四种类型：恒星形成早期型（sEs），淬灭早期型（qEs），恒星形成晚期型（sLs）和淬灭晚期型（qLs）。我们检查了各种环境尺度上的许多参数对晚型和早型淬灭率的潜在影响，以及恒星形成星系和淬灭星系之间的早型组分。这些参数包括：恒星质量$M_*$和晕质量$M_{halo}$ ;小尺度环境参数，如晕中心半径$R_p/r_{180}$和第三近邻距离（$d_{3nn}$）;大尺度环境参数，特别是它们是否位于星团、细丝、片或空洞中。我们发现，形态的转变主要是由恒星质量。对于质量较大的星系，猝灭主要由恒星质量驱动，而对于质量较小的星系，猝灭主要由晕质量驱动。此外，我们还观察到早型星系的晕淬灭效应总体上较强，这可能是由于它们缺乏冷气体或较早地吸积到大质量的宿主晕中。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Halos of Moderate Luminosity X-ray AGN as Determined from Weak Gravitational Lensing and Host Stellar Masses
了解活动星系核（AGN）所在的星系与它们所在的暗物质晕之间的关系是限制黑洞燃料如何触发和调节的关键。以前的努力依赖于简单的晕质量估计推断集群，弱引力透镜，或晕占领分布模型。在实践中，这些方法仍然是不确定的，因为活动星系核，无论他们是如何识别，潜在的生活在一个占领功能，其一般形状和规范化知之甚少的晕质量的范围很广。在这项工作中，我们表明，更好的约束，可以通过严格的比较的集群，透镜，和互相关信号的活动星系核主机的基准恒星晕质量关系（SHMR）推导出的所有星系。我们的技术利用了这样一个事实，即全球SHMR可以测量精度比任何统计来自活动星系核样本单独。利用来自COSMOS场的382个z<1的中等亮度X射线活动星系核，我们首次测量了一个选定的X射线样品的弱引力透镜效应。将这个信号与全球SHMR的预测进行比较，我们发现，与以前的结果相反，大多数X射线活动星系核并不生活在中等大小的星系团中-几乎一半的活动星系核生活在相对较低质量的晕中，Mh~10^12.5 Msun。活动星系核占据函数的形式与所有星系相同，但标准化程度较低-在我们的样本中，活动星系核占据晕的比例仅为百分之几。通过强调相对“正常”的方式，中等亮度的X射线活动星系核主机占据晕，我们的研究结果表明，不同的燃料模式的发光类星体相比，中等亮度的X射线活动星系核的环境签名是不太明显，比以前声称的。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy discs regulate the growth of supermassive black holes
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
研究通过EAGLE模拟探讨了星系宿主的黑洞质量与恒星质量及暗物质晕质量的关系，发现散点与暗物质晕结构和星系形态相关，且黑洞质量更紧密地与暗物质晕绑定能量相关。
2026-04-08 astro-ph.GA
The inefficiency of stellar feedback in driving galactic outflows in massive galaxies at high redshift
最近的观测表明，星系外流在高红移星系中普遍存在，包括正常的恒星形成星系、类星体宿主和尘埃恒星形成星系（DSFG）。然而，外流对其宿主进化的影响仍然是一个悬而未决的问题。在这里，我们分析了恒星形成的历史（SFH）和星系流出的大规模晕（$10^{12}M_{\odot}<M_{\rm vir} <5\times 10^{12}M_{\odot}$）在$z\gtrsim5.5$在三个放大宇宙学模拟从MassiveFIRE套件，作为反馈在现实环境（FIRE）项目的一部分。这些模拟是用FIRE-2模型进行的，该模型不包括来自活动星系核（AGN）的反馈。模拟的星系类似于$z>4$ DSFG，SFR为$\sim 1000\ M_{\odot}\rm yr^{-1}$，分子气体质量为$M_{\rm mol}\sim 10^{10}\ M_{\odot}$。然而，模拟的星系的特点是较高的圆速度比在高z DSFG中观察到的。恒星反馈的质量负载因子的顺序为$\sim 0.1$，这意味着恒星反馈是低效的驱动星系外流和气体被消耗的恒星形成的时间尺度比它被驱逐出的星际介质（ISM）。我们还发现，恒星反馈是非常低效的自我调节恒星形成在这一制度，与平均综合恒星形成效率（SFE）每动态时间的$30\%$。最后，相比于同样大规模的晕在较低的红移的FIRE-2星系，我们发现较低的质量负载因子和较高的SFE高红移样品。我…
2022-11-15 astro-ph.GA
How gas flows shape the stellar-halo mass relation in the EAGLE simulation
观测到的星系恒星质量函数和预测的暗物质晕质量函数之间的形状差异通常主要由反馈过程来解释。反馈可以通过将气体赶出星系，通过调制气体第一次进入星系（即，预防性反馈），并通过激发喷泉流回收风材料。我们提出并应用一种方法来解开这些影响的流体动力学模拟的星系形成。我们建立了一个线性耦合微分方程模型，通过构造再现了EAGLE宇宙学模拟中星系和晕的气体流动。通过改变这个模型中的个别条款，我们隔离的相对影响，恒星形成，通过流出，第一次流入和风回收的SHM关系。我们发现，晕质量$M_{200} < 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$的SHM关系主要是由组合的喷射从星系和晕，而较大的$M_{200}$预防性反馈也很重要。再循环的影响和恒星形成的效率很小。我们表明，如果我们使用第一次落入的暗物质的累积质量而不是$M_{200}$，SHM关系的演化几乎消失。这表明，演化是由于晕质量的定义，而不是星系形成的物理效率的演变。最后，我们表明，在环银河介质的质量是更敏感的气体流动，特别是回收，比恒星和星际介质的情况。
2021-12-15 astro-ph.GA
Formation of Pop II star clusters in the aftermath of a pair instability supernova
大爆炸后几亿年形成的波普II型恒星是宇宙再电离的关键驱动力，也是高红移星系的基石。这些恒星是如何以及何时形成的是一个正在进行的研究课题。我们进行宇宙学辐射流体动力学模拟，以调查形成的暗物质晕形成在$z=10-25$在对不稳定超新星（PISN）的后果波普II星团。我们的模拟模型的形成流行III和流行II星在自洽的方式，随着他们的辐射，化学和SN反馈的晕$\rm 5 \times 10^5- 7 \times 10^7~M_{\odot}$。我们发现，PISN疏散气体从晕$\rm \leq 3 \times 10^{6}~M_{\odot}$，然后关闭原位恒星形成至少30万年。Pop II星团$\rm 923~M_{\odot}$和$\rm 6800~M_{\odot}$分别形成$\rm 3.5 \times 10^7~M_{\odot}$和$\rm 7.2 \times 10^7~M_{\odot}$的晕。恒星的形成模式是高度幕式的，主要受Pop II SN反馈的调节。平均恒星形成率为$\rm 10^{-5}-10^{-4}~M_{\odot}/yr$，恒星形成效率小于1%.
2020-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The globular cluster system mass-halo mass relation in the E-MOSAICS simulations
将球状星团与其宿主星系的集合体联系起来是球状星团研究的首要目标。GC系统的性质和质量的恒星和黑暗的晕组件的宿主星系之间的紧密标度关系的推断是一个亲密的物理联系的指示，但也提出了基本的问题，如何以及何时GC的形式。具体而言，GC系统的质量（Mgc）和星系的暗物质晕质量（Mhalo）之间的相关性推断已被假定为暗物质迷你晕的形成和GC形成在星系组装的早期时代之间的因果关系的结果。我们提出的第一个结果，从一个新的模拟的宇宙体积（$L=34.4$ cMpc的一侧）从E-MOSAICS套件，其中包括治疗的形成和演化的GC的框架内的详细的星系形成模型。模拟的Mgc-Mhalo关系是线性的晕质量$>5\times10^{11}~Msun$，并驱动的星系的分级组装。在这个晕质量之下，模拟的关系呈现出下降的特征，我们表明这与观测结果是一致的，并且是由星系的恒星质量-晕质量关系驱动的。我们的基准模型再现了整个质量范围内观察到的Mgc-Mstar关系，我们认为这比Mgc-Mhalo关系更具物理相关性。我们还探讨了驱动观测到的恒定值的$Mgc / Mhalo \sim 5\times10^{-5}$的物理过程，并发现这是一个组合的结果，团簇形成物理和集群中断。
2020-08-11 astro-ph.GA
The Origin of the Hot Gas in the Galactic Halo: Testing Galactic Fountain Models' X-ray Emission
我们测试的X射线发射预测银河系的热晕发射的XMM-牛顿测量银河喷泉模型。这些测量来自110条视线，覆盖了银河系的全部范围。我们发现，磁流体动力学模拟的超新星驱动的星际介质，其特点是从磁盘的热气体流的晕，再现的温度，但显着低估0.5-2.0千电子伏的表面亮度的晕（两个数量级，如果我们比较的中位数预测值和观测值）。这对于有和没有星际磁场的模型版本都是正确的。我们考虑不同的原因模型预测和观察之间的差异。我们发现，考虑到过电离冷却晕等离子体，这可能在原则上提高预测的X射线发射，是不太可能在实践中使预测与观察一致。我们还发现，包括热传导，这将倾向于增加表面亮度的冷热气体之间的界面，将无法克服表面亮度不足。然而，电荷交换排放从这样的接口，不包括在当前的模型，可能是显着的。模型的模糊也可能是由于缺乏宇宙射线驱动，这意味着模型可能低估了从盘到晕的物质数量。此外，一个扩展的热晕的吸积材料可能是重要的，通过提供热电子，可以提高发射的材料驱动出磁盘。需要额外的模型预测来测试这些过程在解释所观察到的晕发射中的相对重要性。
2015-01-02 astro-ph.GA
The dependence of cosmic ray driven galactic winds on halo mass
星系风调节着盘状星系中恒星的形成，并有助于丰富环星系介质。因此，它们对于星系形成至关重要，但它们的驱动机制仍然知之甚少。最近的研究表明，宇宙射线（CR）可以驱动外流，如果考虑主动CR传输。利用流体动力学模拟的孤立星系的维里质量之间的$10^{10}$和$10^{13}\mathrm{~M_\odot}$，我们研究了如何依赖于晕质量的CR驱动风的属性。CR处理在两个流体近似和他们的运输是通过各向同性或各向异性扩散建模。我们发现，CR只能驱动质量加载风超过维里半径的质量低于$10^{12}\mathrm{~M_\odot}$的晕。对于我们最低的晕质量，风大致是球形的，速度为$\sim20\mathrm{~km\;s^{-1}}$。随着光环质量的增加，风变成双锥形，可以达到十倍的速度。质量加载因子随维里质量迅速下降，这种依赖关系近似遵循幂律，斜率介于$-1$和$-2$之间。这个比例比观测推论略陡，也比宇宙学模拟中常用的风反馈处方陡。该斜率对CR注入效率或CR扩散系数的变化相当稳健。与质量负载相反，能量负载对晕质量没有显著的依赖性。虽然这些缩放接近成功的启发式模型的风反馈，CR驱动的风在我们目前的模型还没有强大到足以充分考虑所需的反馈强度。
2017-12-13 astro-ph.GA
A hydrodynamical study of outflows in starburst galaxies with different driving mechanisms
星暴星系的外流可以由热压、辐射和宇宙射线驱动。我们提出了一个分析的唯象模型，占这些贡献，同时调查它们对流出的流体动力学性质的影响。我们评估的影响，能量注入，风的不透明度，磁场强度和质量的宿主星系上的流速，温度，密度和压力分布。对于类似M82的风，热主导的驱动机制被发现提供最快和最热的风。在典型的星暴星系结构中，辐射驱动的风无法达到与热和宇宙射线驱动的系统相关的更高的流速和温度，导致更高的风密度，这将更容易在较低的高度冷却和碎裂。高不透明度的风对辐射驱动更敏感，但终端流速仍然低于现实不透明度下其他驱动机制所实现的速度。我们证明了外流磁场的变化可以影响它与宇宙射线的耦合，在那里，更强的磁场使更大的流，但更少的驱动附近的流动的基础，而不是与宇宙射线重定向其驱动的影响到更高的高度。在类似M82的风结构中，重力势不太重要，气流剖面的实质性变化只出现在高海拔的大规模晕中。这个模型提供了一个更普遍的方法来检查各种各样的星爆星系的大尺度流体动力学性质。
2020-01-13 astro-ph.GA
Cooling flow solutions for the circumgalactic medium
在星系形成的几个模型中，反馈以周期的方式发生，或者主要发生在高红移处。在反馈加热无效的时间和区域，星系晕中的热气预计会形成冷却流，气体在冷却时间尺度上向内平流。因此，冷却流解决方案可以用作观测和模拟的基准，以约束反馈加热的时间和程度。使用解析计算和理想化的三维流体动力学模拟，我们表明，对于一个给定的晕质量和冷却功能，稳态冷却流形成一个单参数的解决方案，而最初的流体静力学气体晕收敛在这些解决方案之一的冷却时间内。因此，一旦知道质量流入速率$\dot{M}$或总的晕圈气体质量，就完全确定了该解。在银河系（MW）晕中，$\dot{M}$等于恒星形成速率的冷却流预测冷却时间与自由落体时间之比约为10，类似于一些反馈调节模型。该解决方案还正确地预测了观察到的OVII和OVIII吸收柱，以及OVII和OVIII排放所暗示的气体密度分布。这些结果表明，反馈加热可能是可以忽略不计的内部MW晕。然而，将类似的解决方案扩展到冷却半径，低估了MW周围和其他低红移恒星形成星系周围观察到的OVI柱。这可以与冷却流模型的成功调和，该模型具有优先加热OVI轴承外晕的机制，或者如果OVI痕迹冷却光电离气体超出吸积激波。我们还证明了一些最轻松的集群的熵配置文件是合理的冷却流的解决方案。
2019-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
