Quenching and morphological evolution due to circumgalactic gas expulsion in a simulated galaxy with a controlled assembly history
我们研究了暗物质晕组装对模拟的$\sim L^\star$星系演化的影响。从一个放大模拟的恒星形成的星系演变的鹰星系形成模型，我们使用的遗传修饰技术来创建一对互补的组装历史：一个在其中的光环组装晚于在未修改的情况下，和一个在其中它组装早。延迟组装导致星系表现出更大的现代恒星形成率比其未经修改的对应，而在加速的情况下，星系淬火在$z\simeq 1$，并成为球状。我们模拟每个组装历史9次，采用不同的种子的随机数发生器所使用的EAGLE的随机子网格实现的恒星形成和反馈。由组装历史差异驱动的系统性变化明显强于由这种随机性引起的随机分散。$\sim L^\star$星系演化对暗物质晕组装的敏感性来自于中心黑洞（BH）和晕的生长历史的紧密耦合，因此早期组装促进了更大质量BH的形成，以及更有效地排出环星系气体。作为对这种驱逐的反应，环银河系介质以较低的密度重新配置，延长其冷却时间，从而抑制了星际介质的补充。我们的研究结果表明，晕组装的历史显着影响$\sim L^\star$中央星系的演化，和环星系气体的驱逐是一个关键步骤，在淬火。
2021-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization in HESTIA: Studying reionization in the LG through zoom simulations
University of Sussex（萨塞克斯大学）；The University of Nottingham（诺丁汉大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；P.N. Lebedev Physical Institute（列别捷夫物理研究所）；Eastern Kentucky University（东肯塔基大学）
研究本地群中再电离过程，通过放大模拟分析内部源与外部电离前沿的相互作用，发现再电离呈内向外进行，且卫星星系的再电离红移与当前径向距离相关性较弱。
2026-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations at the Dwarf Scale: From Violent Dwarfs at Cosmic Dawn and Cosmic Noon to Quiet Discs today
恒星质量约为10^9兆太阳的矮星系可以在高红移和低红移下进行探索，它们可以让我们一窥不同时期星系形成的不同条件。使用大约300个星系形成的放大宇宙流体动力学模拟的大样本，我将简要描述在3个不同时期这个质量尺度上的矮星的形成：宇宙黎明（Ceverino，Klessen，Glover 2018），宇宙中午（Ceverino，Primack，Dekel 2015）和今天（Ceverino et al. 2017）。我将描述第一个星系在红移5-15的FirstLight模拟。这些第一颗矮星由于高气体分数和高气体吸积率而具有极高的恒星形成效率。这些模拟将做出预测，并将首次用詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）进行测试。在z = 2的宇宙正午，星系形成仍然是一个非常剧烈的动态过程。VELA模拟产生了一组色散主导的矮星，由于其长形暗物质晕而显示出细长的形态。在z = 1和0之间，AGORA模拟显示了由于缓慢的气体吸积而形成的低质量盘。该盘符合许多局部标度关系，如恒星质量晕质量和重子塔利-费舍尔关系。
2018-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The global and radial stellar mass assembly of Milky Way-sized galaxies
我们研究了流体力学宇宙学模拟中产生的八个放大的MW大小的星系的全球和径向恒星质量组装。盘控星系（4）在最里面的部分表现出快速的初始恒星质量增长，主要是由原位SF驱动的，但自$z\sim2-1$以来，SF进入长期淬火阶段。外部区域遵循这一趋势，但随着它们的外部性而变得更加温和。结果表明，恒星质量径向增长是由内向外的，这是由内向外的结构增长和由内向外的SF淬灭共同作用的结果。半质量半径变化很快;例如，$R_{0.5}$（$z=1$）$<0.5$ $R_{0.5}$（$z=0$）。另外两个星系类似透镜状星系。一个还显示出明显的由内向外生长，另一个呈现出几乎均匀的径向质量组装。另外两个星系在后期经历了重大的合并。它们的归一化径向质量增长历史（MGHs）几乎接近，但在合并过程中或合并后的由外向内组装期间。对于所有模拟，根据$z = 0$恒星粒子年龄分布计算的考古径向MGH与当前的MGH相似，这证明异地恒星的质量聚集和径向质量传输不会显着改变其径向质量分布。我们的研究结果同意定性的化石记录的方法适用于本地星系的调查，并从回头看MW大小的星系的祖先观测观测的观测推论。然而，由内而外的增长模式是更明显的和$R_{0.5}$的增长是更快的模拟比观察推断。
2018-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solving Milky Way-sized Systems with Haskap Pie: A Halo finding Algorithm with efficient Sampling, K-means clustering, tree-Assembly, Particle tracking, Python modules, Inter-code applicability, and Energy solving
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications（超级计算应用国家中心）
Haskap Pie是一种基于Python的高效晕寻找算法，能处理多种模拟代码，提供更稳定的晕追踪和更密集的晕质量函数，适用于银河系规模的模拟研究。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of metal enrichment and galactic winds on galaxy formation in cosmological zoom simulations
我们研究了金属冷却和星系恒星风对单个星系宇宙学形成的差异效应，并对质量范围为10^11<M_halo<10^13M_sun的45个晕进行了三组宇宙学、流体动力学变焦模拟。包括星系风和金属冷却的模型（i）在z>1时抑制早期恒星形成，并预测合理的恒星形成历史，（ii）产生具有高冷气体分数的星系（30- 60%）在高红移，（iii）显着降低星系形成的效率晕（M_halo<10^12M_sun）的观测结果与丰度匹配的约束一致，（iv）在z~2处，观测到的Tully-Fisher关系符合高红移星系的圆速度约减，以及（v）在高红移时，低质量星系（M_stellar<3 × 10^10M_sun）的尺寸显著增大，导致了较弱的尺寸演化--这一趋势与观测结果一致。然而，大质量星系的低红移（z<0.5）恒星形成率高于观测值（高达10倍）。没有一个模型能同时预测低质量星系和高质量星系的尺度演化。由于在风模型中恒星形成的延迟开始，气体和恒星的金属富集被延迟，并与观测约束很好地吻合。金属冷却和恒星风都被发现增加原位形成的吸积恒星的比例-耗散与无耗散组装的相对重要性。对于质量低于~ 10^12 M_sun的晕，这主要是由较少的恒星吸积造成的，与半解析模型的预测结果相当，但与丰度匹配模型仍有差异。对于更高的质量，原位恒星的比例是过度预测，由于不切实际的高恒星形成率在低红移。
2013-09-20 astro-ph.CO
Disentangling the assembly of the central and diffuse stellar components in galaxy clusters through dynamical friction and tidal stripping
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；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）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
本研究通过动力学摩擦和潮汐剥离，提出基于物理的星系团中央星系与弥散光定义，并用模拟验证其与观测选择高度一致。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interpreting ALMA non-detections of JWST super-early galaxies
最近试图探测JWST观测到的超早期（$z>10$）星系候选者的[OIII] 88 $μ$ m发射，但没有成功。通过使用放大模拟，我们发现，这些星系是暗淡的，大多数低于本地贫金属$\rm [OIII]-SFR$关系，由于它们的低电离参数，$U_{\rm ion}\lesssim 10^{-3}$。如此低的$U_{\rm ion}$值出现在处于早期组装阶段的星系中，其恒星仍然嵌入在高密度的诞生云中。然而，在我们的样本中最明亮的星系（$\rm{log}[L_{\rm{[OIII]}}/L_\odot] = 8.4$，$U_{\rm ion} \approx 0.1$）可以在短短$2.8$小时的ALMA检测。
2022-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
No Assembly Required: Mergers are Mostly Irrelevant for the Growth of Low-mass Dwarf Galaxies
我们调查的合并历史的孤立矮星系的一套15个高分辨率的宇宙学放大模拟的基础上，所有的质量$M_{\rm halo} \approx 10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$（和M $_\star\sim10^5-10^7\,{\rm M}_{\odot}$）在$z=0$，从现实环境反馈（FIRE）项目。这些位于$z=0$的矮星系的恒星星族基本上完全是“原地”形成的：除了两个星系外，所有的星系都有超过90 $\%$的恒星质量是在主祖星系中形成的，所有15个星系都有超过70 $\%$的恒星质量是在原地形成的。几乎所有的星系合并都发生在$z\sim3$之前，这意味着吸积的恒星星族是古老的。平均而言，我们模拟的矮星在其一生中经历了5次星系合并，典型的合并前星系质量比小于1：10。这种合并的频率一般是可比的，在无耗散模拟时，再加上丰度匹配。其中两个模拟的矮星有一个明亮的卫星伴星$z=0$。这些超微弱的矮星位于或低于目前的可探测性阈值，但对下一代设施来说是有趣的目标。吸积星的贡献很小，这使得无论是用光度测量还是用解析恒星色星等图（CMD）都很难分辨出绝大多数矮星合并的影响。近场宇宙学的重要意义是，恒星形成的历史，来自解决CMD的大质量星系应跟踪建立在一个主要系统的恒星质量在整个宇宙时间，而不是反映了许多个人的恒星形成历史的合并矮星的贡献。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Galaxies: Assembly under Radiative Feedback from the First Stars
我们研究如何辐射反馈的第一个恒星影响的第一个矮星系的组装。我们对一个矮星系在z = 10时聚集在一个维里质量为10^9太阳的晕内进行了宇宙学放大SPH模拟。模拟遵循原始气体的非平衡化学/冷却以及气体转化为无金属恒星。为了量化的辐射反馈，我们比较模拟中，恒星发出分子氢离解和氢/氦电离辐射与模拟中，恒星只发出离解辐射，并与模拟中，恒星保持黑暗。光解离和光电离对模拟星系的组装有很强的负反馈作用.与模拟中恒星保持黑暗的情况相比，气体冷凝受到强烈阻碍，恒星形成受到强烈抑制。对气体的反馈意味着抑制的中心暗物质密度在minihalo祖的几个因素，这是一个显着的偏离奇异的等温密度分布特征的暗物质分布在没有辐射反馈。气体密度、恒星形成速率和暗物质分布的演化在小晕组装的后期阶段对电离辐射的存在变得不敏感，一旦小晕转变为原子冷却的星系，对电离辐射的存在变得不敏感。在矮星系内部形成的扩展盘是一个不受辐射影响的强大结果。我们估计，像这里模拟的矮星系将是即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜将探测到的最微弱的星系之一。我们的结论是受我们忽视的反馈超新星和化学富集以及宇宙的变化。[删节]
2013-03-20 astro-ph.CO
Mass assembly of galaxies: Smooth accretion versus mergers
星系通过从宇宙网中平滑的吸积和较小实体的合并来吸积它们的质量。我们希望量化这两种吸积模式各自的作用，这可能会决定今天观察到的星系的形态类型。多变焦宇宙学模拟被用来估计作为时间的函数的质量在束缚系统中的演化，暗物质以及重子。研究了暗物质晕的重子含量。合并的历史是遵循外部密度的函数，并以不同的方式在星系中组装质量和恒星成分积累量化。我们发现，大多数星系通过平滑的吸积来聚集它们的质量，只有最大质量的星系也通过合并显着增长。由吸积聚集的平均质量分数为77%，由合并聚集的平均质量分数为23%。我们介绍了数百个星系的典型吸积历史：最大质量星系的质量随时间单调增加，主要是通过吸积，许多中等质量的物体也经历了质量损失事件，如潮汐剥离和蒸发。然而，我们的模拟遭受的大质量星系的过冷所造成的忽视活动星系核（AGN）的反馈。半个galay质量聚集的时间，无论是在暗物质还是重子中，都是质量的递减函数，这与所谓的缩小的观测结果是一致的。在宇宙中的每一个时期，都有低质量的星系活跃地形成恒星，而更大质量的星系在宇宙年龄的一半内在更短的时间内形成恒星。
2012-06-22 astro-ph.CO
The First Galaxies: Assembly of Disks and Prospects for Direct Detection
詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）将能够观测红移z > 10的星系，因此可以测试我们目前对早期结构形成的理解。先前的工作已经表明，第一个在晕内维里温度T < 10^4 K，质量M < 10^8 M_sun，z > 10的星系可能太暗了，至少一个数量级，即使在JWST的深度曝光下也无法检测到。因此，JWST收集的光可能主要来自质量比它大十倍的星系晕。我们使用宇宙学缩放平滑粒子流体动力学模拟来研究这样的星系的组装，并评估它们的可观测性与JWST。我们比较两个模拟是相同的，除了列入非平衡H/D化学和分子氢的辐射冷却。在这两种模拟中，大部分的晕气体都位于两个嵌套的、延伸的气体盘中，这些气体盘围绕着一个致密的大质量气体核心。分子氢的存在允许盘气体达到低温并发展出明显的螺旋结构，但不会定性地改变其对碎裂的稳定性。我们后处理的模拟星系相结合的理想化模型的恒星形成与恒星星族合成模型，以估计在星云复合线以及在紫外线连续的光度。我们表明，JWST将能够约束的性质，如在这里模拟的基础上检测的He 1640复合线的星系中的恒星星族。将我们的结果外推到质量比模拟的更低和更高的晕，表明JWST可能会在z > 10宇宙的未来深度曝光中发现多达1000个恒星爆发星系。
2011-02-15 astro-ph.CO
Abundant Heavy Black Hole Seeds from Moderate Lyman-Werner Radiation
University of Toledo（托莱多大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）
研究高红移类星体对应的重黑洞种子形成机制，通过65套宇宙学模拟提出估算第三星族星质量的方法，发现中等莱曼-沃纳背景下重黑洞种子形成环境更普遍。
2026-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Argo Simulation: II. The Early Build-up of the Hubble Sequence
哈勃序列是一种常见的星系结构分类方案。尽管这种诊断方法非常有用，但我们仍然不完全了解这种形态学排序是在何时、何地以及如何进行的。在这里，我们调查的22个高红移（$z\geq3$）从Argo模拟提取的星系的样本的形态演化。Argo是一个宇宙学放大模拟组大小的光环及其环境。它采用了与Eris模拟相同的高分辨率（$\sim10^4$ M $_\odot$，$\sim100$ pc）和亚网格物理模型，但探测了一个几乎大十倍的子体积，在放大区域中有多达4500万个气体和恒星粒子。Argo跟踪了具有广泛恒星质量的星系的早期集合（$\log M_{\star}/{\rm M}_{\odot}\sim8-11$在$z\simeq3$），同时正确地解决了它们的结构特性。我们恢复了多样性的形态，包括晚型/不规则盘星系与平坦的旋转曲线，球体为主的早期型光盘，和一个巨大的椭圆星系，已经建立在$z\sim3$。我们确定的主要合并的主要触发器形成的凸起和圆速度曲线的陡峭。在某些情况下，微小的合并和非轴对称扰动（恒星棒）驱动着核球的增长。的特定角动量的模拟光盘组件相当匹配的值推断从附近的星系类似的$M_{\star}$一旦预期的红移光盘大小的演变占。我们的结论是，中等质量的高红移星系的形态转变可能引发的过程类似于那些在低红移，并导致早期建立的哈勃序列。
2014-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Pandora project. II: how non-thermal physics drives bursty star formation and temperate mass-loaded outflows in dwarf galaxies
潘多拉项目II研究非热物理对矮星系爆发性恒星形成和温和出流的影响，发现宇宙射线反馈能改善喷流与金属保留，符合观测结果。
2025-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Introducing NewCluster: the first half of the history of a high-resolution cluster simulation
Sorbonne Université（索邦大学）；Yonsei University（延世大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；Korea Institute of Advanced Studies (KIAS)（韩国高等研究院）
NewCluster通过高分辨率模拟研究星系团形成，采用先进算法和反馈机制，提升对星系动力学和化学演化的研究能力。
2025-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical Black Hole Mergers at High Redshift: Predictions for LISA and LGWA from SEEDZ
Maynooth University（梅努斯大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University College Cork（科克大学学院）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
基于SEEDZ模拟，研究早期宇宙黑洞层级并合，发现强AGN反馈抑制并合增长，NoFB为上限，需在LISA等设施前打破多重简并。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
How AGN feedback drives the size growth of the first quasars
$z \,=\, 6$中的类星体是由质量为$M_{\rm BH} \sim 10^9 \rm \, M_{\odot}$的超大质量黑洞吸积提供动力的。它们的快速组装需要有效的气体流入星系核，以接近爱丁顿极限的速度维持黑洞吸积，但也需要高的中心恒星形成率。使用一组宇宙学的"放大"流体动力学模拟与移动网格代码Arepo，我们发现，$z \,=\, 6$类星体宿主星系发展非常紧密结合的恒星凸起的峰值圆速度$300$-$500$公里的$^{-1}$和半质量半径$\approx 0.5 \, \rm kpc$。尽管它们的结合能高，我们发现，这些紧凑的凸起膨胀在$z \, < \, 6$，其半质量半径达到$ \approx 5$ kpc的$z \, = \, 3$。在$z \, \approx \, 3$处，圆速度从初始值下降到$200$-$300$ km s $^{-1}$，并经历一个尖核转变。通过跟踪单个恒星的种群，我们发现恒星成分的逐渐膨胀主要是由爆发性活动星系核反馈引起的引力势波动驱动的。我们还发现，星系大小的增长和核心恒星的发展不会发生，如果AGN反馈是无效的。我们的研究结果表明，活动星系核驱动的外流可能对大质量星系的内部结构有着深远的影响，可能解释了它们的尺寸增长，核心椭圆星系的形成以及在高速色散$σ_{\star}$中看到的$M_{\rm BH}$-$σ_{\star}$的饱和。
2019-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rhapsody-G simulations I: the cool cores, hot gas and stellar content of massive galaxy clusters
我们提出了Rhapsody-G套件的宇宙学流体动力学AMR变焦模拟的10个大质量星系团在$M_{\rm vir}\sim10^{15}\,{\rm M}_\odot$规模。这些模拟包括冷却和次分辨率模型的恒星形成和恒星和超大质量黑洞反馈。选择样本以捕获产生类似最终质量的集群的组装历史的整个范围。我们提出了一个概述的成功和缺点，这样的模拟再现星系的恒星属性以及集群中的热等离子体的属性。在我们的模拟中，长寿命的冷核/非冷核二分法自然出现，非冷核的出现与低角动量主要合并有关。然而，与观测结果相比，冷核星系团的中心熵较低，这不能通过AGN的热反馈来缓解。对于簇标度关系，我们发现，模拟匹配以及普朗克SZ簇的$M_{500}-Y_{500}$标度，但偏离所观察到的X射线光度和温度标度关系的意义上是稍微太亮，太冷，在固定的质量，分别。恒星产生的效率与丰度匹配的限制和中央星系的恒星形成率与最近的观测一致。虽然我们的模拟因此匹配各种关键属性非常好，我们的结论是，这些缺点强烈表明非热过程（通过反馈或其他方式）或热传导在塑造集群内介质中的重要作用。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure I: a running threshold for thin discs and size predictors from the dark sector
本研究利用TNG50模拟，通过新的运动学分解方法揭示星系盘尺寸与暗物质晕自旋、浓度及吸积率的相关性，并发现盘形成需稳定晕条件与持续物质供应。
2025-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity dispersion of the brightest cluster galaxies in cosmological simulations
使用DIANOGA流体动力学放大模拟集的星系团，我们分析了动力学跟踪的恒星属于Brilliant星团星系团（BCGs）和他们周围的扩散组件，形成集群内的光（ICL），并比较它的动力学跟踪的暗物质和模拟中确定的星系。我们计算了BCG和星团速度色散与其相应质量之间的标度关系（即$M_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_\mathrm{BCG}^{\star}$，$M_{200}$ - $σ_{200}$，$M_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $M_{200}$，$σ_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_{200}$），发现与观测结果基本一致.我们的模拟还预测$σ_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_{200}$关系不会显著改变到红移$z=1$，这与BCG恒星质量在后期相对缓慢的吸积一致。我们分析的速度色散配置文件的主要特点，跟踪恒星，暗物质，和星系。因此，我们讨论了观察到的恒星速度色散分布在内部集群区域是非常符合模拟。我们还报告说，从模拟的BCG速度色散曲线的斜率与观测中测得的一致，证实了恒星速度色散斜率和星团速度色散（因此，星团质量）之间存在着强大的相关性，前者是在$0.1 R_{500}$内计算的。我们的研究结果表明，模拟可以正确地描述BCGs及其周围的恒星包络的动力学，由过去的恒星形成和宇宙中最大的星系组装的历…
2021-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Structural Evolution at z > 1 in Cosmologically Simulated Galaxies
从模拟哈勃太空望远镜的图像，我们量化了星系形态的非参数统计，从而预测恒星质量，恒星形成和观察到的静止框架光学结构在1 < z < 3之间的关系的出现。我们在宇宙学模拟中测量了22个中心星系形成的星系形态的自动诊断，其中9.3 <log 10 M_*/M_sun < 10.7。这些高空间分辨率的放大计算使静止帧UV和光学形态的精确建模成为可能。即使星系数量很少，我们也发现结构演化既不是普遍的，也不是单调的：星系相互作用可以触发凸起或盘的形成，在这个质量下，光学凸起主导的星系可能不会永远保持这样。模拟的星系M_* > 10^10 M_sun比低质量的星系包含相对更多的盘主导光剖面，在1 < z < 2处的一些晕中反映出显著的盘增亮。到了这一时期，特定恒星形成速率低于10^-9.7年^-1的模拟星系比正常的恒星形成者更有可能具有更广泛的结构类型混合，特别是在M_* > 10^10 M_sun时。我们分析了z ~ 1.5的宇宙学大合并，发现新提出的MID形态诊断跟踪合并后的阶段，而G-M20跟踪早期的。MID也对形成星团的星盘敏感。在我们的模拟样本中，典型的MID增强事件的可观测时间小于1亿年。一个更大的宇宙学组装历史的样本可能需要校准这样的诊断，在面对他们的敏感性，视角，分割算法，和各种现象，如星团恒星的形成和小合并。
2015-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the small scale turbulent dynamo in the intracluster medium: A comparison to dynamo theory
我们目前的非辐射，宇宙学的放大模拟星系团的形成与磁场和（各向异性）的热传导的一个非常巨大的星系团的质量在红移为零，对应于$M_\mathrm{vir} \sim 2 \times 10^{15} M_{\odot}$。我们在三个分辨率水平（1X，10 X，25 X）上运行集群，从$2 \times 10^8M_{\odot}$的有效质量分辨率开始，随后增加粒子数量以达到$4 \times 10^6M_{\odot}$。在模拟中获得的最大空间分辨率是有限的重力软化达到$ε=1.0$ kpc的最高分辨率水平，允许解决非常精细的结构的层次组装。所有的模拟，已经进行了SPMHD代码小工具-3与大量更新的SPMHD处方。主要研究团簇内介质（ICM）中的磁场放大。结果表明，在重联扩散极限下，主要的放大机制是小尺度湍流发电机。在我们的两个最高分辨率的模型中，我们开始解决由这个过程驱动的磁场放大，我们明确量化这与磁功率谱和磁张力，限制与发电机理论一致的磁场线的弯曲。此外，我们调查的$\nabla \cdot \mathbf{B}=0$约束在我们的模拟，并表明，我们实现了可比的结果，以国家的最先进的AMR或移动网格技术，如恩佐和Arepo的代码中使用。我们的研究结果表明，第一次在一个完整的宇宙学模拟的星系团，发电机的行动可以解决的框架内的现代拉格朗日磁流体动力学（MHD）方法，一项研究，目前在文献中…
2021-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Super-Eddington accretion in high-redshift quasar hosts: Black-hole driven outflows, galaxy quenching, and the nature of little red dots
INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INAF, Osservatorio Astronomico di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）
本研究通过高分辨率宇宙学模拟发现，超埃德顿吸积驱动的黑洞增长可导致星系淬火和小红点的形成，揭示了高红移星系生命周期中的短暂相变过程。
2025-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Dark Matter Substructures in Early-Type Galaxy Halos
我们目前的初步结果，从“波诺”放大数值模拟的暗物质子结构在大规模的椭圆。两个非常高分辨率的暗物质晕与$M_{\rm vir}=1.2\times 10^{13}$ $M_{\odot}$和$M_{\rm vir}=6.5\times 10^{12}$ $M_{\odot}$和不同的（“暴力”与“静止”）组装历史已被模拟到$z=0$在$Λ$ CDM宇宙学中，共有921，651，914和408，377，544粒子，分别。在维里半径范围内，自结合$M_{\rm sub}>10^6$ $M_{\odot}$子晕的总质量分数在当前时期为15%的暴力主机和16.5%的安静的。在$z=0.7$，这些分数分别增加到19%和33%，因为最近吸积的卫星不太容易被潮汐破坏。在投影中，在距离两个晕中心$R/R_{\rm vir}=0.02$（$\sim 5-10$ kpc）的子结构表面质量密度的平均分数范围从0.6%到$\gtrsim 2$ %，显着高于银河系大小的晕模拟中测得的。具有$M_{\rm sub} < 10^9$ $M_{\odot}$的次晕对预计质量分数的贡献在总量的五分之一和三分之一之间，在静止宿主中发现的份额最小。我们评估重子效应的影响，通过双，低分辨率的流体动力学模拟，包括金属依赖的气体冷却，恒星形成，和延迟辐射冷却计划超新星反馈。重子收缩产生了超等温的总密度分布，并增加了主宿主内部区…
2016-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
SatGen: a semi-analytical satellite galaxy generator -- I. The model and its application to Local-Group satellite statistics
我们提出了一个卫星星系的半解析模型，SatGen，它可以产生所需的质量，红移和组装历史的主机晕的卫星人口的大样本。该模型结合了暗物质晕合并树，经验关系的星系晕连接，潮汐效应，动力摩擦和冲压压力剥离的解析处方。SatGen在某些方面模仿宇宙学放大水模拟。土星可以驻留在核心或尖形的DM subhaloes，这取决于可以从流体模拟和物理建模制定重子物理的晕响应。卫星的次晕轮廓和恒星质量和大小的演变取决于它的潮汐质量损失和初始结构。宿主星系可以包括一个重子盘和一个恒星球，每个都可以用一个允许轨道积分的密度剖面来描述。SatGen补充模拟传播的影响，晕反应在模拟场星系卫星（没有正确解决模拟）和优于模拟采样晕晕卫星统计数据的方差和克服人为干扰，由于分辨率不足。作为第一个应用程序，我们使用该模型来研究银河系大小的主机的卫星，使其分别模拟突发恒星形成和平滑恒星形成，并在主机晕中进行盘势实验。我们的模型相当好地再现了观测到的卫星统计数据。不同的物理配方使卫星丰度和空间分布的差异在25%的水平上，不足以区分目前的观测给出的晕到晕的方差。微波盘使卫星消耗20%，并具有使卫星内部结构多样化的微妙效果，这对缓解某些小规模问题很重要。
2020-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Memoirs of mass accretion: probing the edges of intracluster light in simulated galaxy clusters
Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
通过分析际群光边缘特征，研究其在探测星系团质量累积历史和合并事件中的潜力。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Non-universal Pseudo Phase-Space Density Profiles of Symphony Host Halos
Fudan University（复旦大学）；Peking University（北京大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
研究揭示宿主晕的伪相空间密度剖面并非普遍规律，其偏离幂律与动力学平衡程度相关，且受形成历史影响，一维自相似流体坍缩模型能较好预测其特征。
2026-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation radiation in hydrodynamic simulations of Milky Way haloes
我们得到的预测冷暗物质湮灭辐射的性质使用高分辨率的流体动力学放大宇宙学模拟银河系类星系（APOSTLE项目）进行的一部分，“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）计划。模拟中的星系晕与暗物质探测研究中经常使用的“标准晕模型”中假设的星系晕具有显着不同的性质。星系的形成导致了暗物质晕的收缩，其密度分布在$r\approx1.5$ kpc和$r\approx10$ kpc之间形成了比Navarro-Frenk-White（NFW）分布更陡的斜率。在较小的半径（$r\lesssim1.5$ kpc）下，晕的斜率比NFW更平坦。这个意想不到的功能可能是特定于我们的特定选择的次网格物理模型，但尽管如此，暗物质密度分布在30%内同意的质量分辨率增加了150倍。晕的内部区域几乎是完美的球形（轴比$b/a > 0.97$在$r=1$千秒差距内），恒星分布中心和暗晕中心之间的偏移量不超过45千秒差距。预测的暗物质湮灭辐射信号的形态与银河系大纬度地区的$γ$射线观测（$b\gtrsim3^\circ$）基本一致。在较小的角度下，我们四个星系中的一个星系的推断信号与观察到的信号相似，但其他三个星系的信号明显较弱。
2015-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
ARTEMIS emulator: exploring the effect of cosmology and galaxy formation physics on Milky Way-mass haloes and their satellites
本文提出ARTEMIS Emulator高分辨率模拟套件，通过系统改变恒星反馈、再电离红移和温暗物质质量等参数训练模拟器，实现快速预测，并揭示了这些参数对银河系质量晕及其卫星星系恒星质量的显著影响与简并性。
2024-08-22 astro-ph.CO 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 Baryon Cycle of Dwarf Galaxies: Dark, Bursty, Gas-Rich Polluters
我们提出的结果从一个完全的宇宙学，非常高的分辨率，LCDM“放大”模拟的一组7个场矮星系，目前的维里质量的范围M_vir=4.4e8-3.6e10 Msun。该模拟包括超新星反馈的爆炸波计划，恒星形成配方的基础上的高气体密度阈值，金属依赖的辐射冷却，金属和热能的湍流扩散的计划，和一个统一的紫外线背景，修改的电离和激发状态的气体。模拟的矮星的性质强烈调制的引力势阱的深度。所有三个M_vir <1 e9 Msun的晕都没有恒星，因为它们永远不会达到恒星形成的密度阈值100原子/cc。其他四颗，M_vir > 1 e9 Msun矮星，颜色为蓝色，恒星形成效率低，冷气体与恒星质量比高，恒星金属丰度低。它们的爆发性恒星形成历史的特点是峰值比恒星形成率超过50-100 1/Gyr，远远超出了正常的更大质量的星系的范围，并且与宇宙大会近红外深河外遗产调查对极端发射线恒星爆发矮星的观测一致。富含金属的星系外流产生亚太阳有效产量和污染的星系际介质的Mpc大小的区域的重元素，但不足以完全淬灭恒星形成活动，并不是普遍存在于我们的矮星。在有限的样本大小，我们的模拟似乎同时再现所观察到的恒星质量和冷气含量，解决恒星形成的历史，恒星运动学，和金属丰度的领域矮星在本地卷。
2014-06-20 astro-ph.CO
EDEN: Exploring Disks Embedded in N-body simulations of Milky-Way-mass halos from Symphony
本研究使用新模拟套件EDEN，通过嵌入随吸积演化的星系盘势重新模拟Symphony中的45个银河系质量晕，发现星系盘显著增强冷暗物质子晕的潮汐剥离，且较重的盘导致子晕丰度大幅下降，揭示了银河系因盘质量比较大和形成较早而比典型星系剥离子晕更高效。
2025-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
