Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes
我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。
2009-08-12 astro-ph.CO
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 astro-ph.CO
Accretion history dependence of the halo depletion radius
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究揭示暗物质晕耗尽半径受吸积历史影响，其依赖于近期质量产率及吸积模式细节，与splashback半径互补。
2026-07-30 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Growth II: Diffuse Accretion and its Environmental Dependence
Lambda CDM模拟中的暗物质晕通过与其他晕合并以及“扩散”非晕物质的吸积而生长。我们量化的质量增长率通过这两个过程，dM_mer/dt和dM_dif/dt，以及它们对晕环境的依赖性使用的~ 500，000晕在千年模拟。采用局部质量密度参数作为衡量晕环境，我们发现这两个速率表现出强烈的，但相反的环境依赖性，与兼并发挥越来越重要的作用晕生长在过密区域和扩散吸积占主导地位的增长空隙。这种行为与用于定义晕与非晕的质量切割无关。对于银河系规模的晕，这两个相反的相关性在很大程度上抵消了，但仍然存在一个弱的环境依赖性，导致一个略低的平均总增长率，因此较早的平均形成红移，晕在密集的地区。另一方面，~5000团质量晕的平均形成红移似乎与晕环境无关。dM_mer/dt与局部密度的正相关性的起源可以追溯到晕外的周围质量库，其中在更密集的区域中可以获得更多的祖晕。然而，dM_dif/dt与密度的负相关性不能用储层中的可用扩散质量来解释，事实上，在密度较高的区域，扩散质量更大。因此，非晕成分可能部分地由真正扩散的暗物质粒子组成，这些粒子动态地更热，并且在密度更高的区域中以抑制的速率吸积。我们还讨论了这些结果的影响，如何修改扩展的Press-Schechter模型的晕增长，在其原始形式不预测环境的依赖性。
2009-10-19 astro-ph.CO
The accretion history of dark matter halos II: The connections with the mass power spectrum and the density profile
我们利用一系列的宇宙学模拟来探索暗物质晕的结构和质量吸积历史之间的关系。我们确认，形成时间，定义为当维里质量的主要祖等于规模半径内的质量封闭的时间，强烈相关的浓度。我们提供了一个半解析模型晕质量的历史，结合分析关系，适合模拟。该模型具有函数形式$M(z) = M_{0}(1+z)^αe^{βz}$，其中参数$α$和$β$与浓度直接相关。然后，我们将这个晕质量历史模型与$α$，$β$和Correa等人（2014）推导的线性功率谱之间的解析关系结合起来，以建立晕浓度和初始密度扰动场之间的物理联系。最后，我们提供了晕质量历史的拟合公式以及数值程序，我们推导出吸积率作为晕质量的函数，并演示了晕质量历史如何取决于宇宙学和所采用的晕质量定义。
2015-08-03 astro-ph.CO
Observing the End of Cold Flow Accretion using Halo Absorption Systems
我们使用宇宙学SPH模拟来研究两个银河系大小的星系中的冷吸积气体，通过宇宙时间z=0。我们发现，气体合并和冷流吸积的结果在星系晕中的冷气体的显着数量。一旦星系超过临界质量，形成稳定的激波，Mvir = Msh ~ 10^12 Msun，这种冷的环星系成分就会急剧下降。在达到Msh之前，星系经历冷模吸积（T<10^5 K），并在吸积气体中显示出中等程度的高覆盖率：当R为10^16 cm^-2时，f_c ~ 30-50%<50 co-moving kpc and N_HI>。这些值比观测到的覆盖分数要低得多，这表明外流气体（不包括在这里）在模拟具有真实气体晕的星系中很重要。在超过Msh阈值约500 Myr内，每个星系都会转变为热模式气体吸积，f_c下降到约5%。在覆盖分数的急剧转变主要是晕质量的函数，而不是红移。这个签名应该是可检测的吸收系统的研究，目标星系不同的主机质量，并可能提供一个直接的观测示踪剂的过渡，从冷流吸积到热模式吸积的星系。
2011-06-06 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
Mergers and Mass Accretion for Infalling Halos Both End Well Outside Cluster Virial Radii
我们发现下落的暗物质晕（即，卫星晕的祖先）在其最终宿主晕的维里半径之外开始损失质量。z=0卫星的祖先的质量峰值出现在一个簇中心距离范围内，其中位数和第68百分位数范围为1.8 + 2.3/-1.0 R_（vir，host）。在较大的距离（3.7 + 3.3/-2.2 R_（vir，host）at z=0）处，出现了下降晕的峰值圆速度。这种差异的产生是因为不同的物理过程为下降晕设定了峰值圆速度（通常为1：5或更大的合并，导致瞬时圆速度峰值）和峰值质量（通常为平滑吸积）。我们发现，下降晕也停止有重大的合并之前，他们进入维里半径的最终主机。当质量吸积结束时，质量吸积比大于1：40的合并，在相似的星团中心距离（~ 1.9R_（vir，host））处，晕的质量吸积结束。然而，合并大于1：3通常结束下降晕超过4维里径向远离他们的最终主机。这限制了合并的能力，影响淬火和形态变化的集群。我们还注意到，瞬时尖峰设置峰值圆速度可能会导致与该参数的丰度匹配的问题，包括非物理星系恒星质量增长曲线附近的集群，我们提出了一个简单的观测测试，以检查是否存在更好的晕代理星系恒星质量。
2013-10-08 astro-ph.CO
The impact of filamentary accretion of subhaloes on the shape and orientation of haloes
暗物质晕是由大尺度宇宙环境中的小晕分层合并而成的，因此通过宇宙细丝吸积的各向异性暗物质晕对暗物质晕的结构有一定的影响。最近使用宇宙学模拟的研究表明，晕的方向与宇宙细丝的方向相关，这些相关性显着依赖于晕的质量。利用高分辨率的宇宙学$N$ -体模拟，我们通过将子晕的进入点看作细丝来量化星系和星系群大小的宿主晕（$M_{\rm host}=5\times10^{11-13}M_{\odot}$）的附加子晕吸积强度，并统计研究了红移为零时宿主晕的形状和取向与附加子晕吸积强度的关系。我们证实了以前的研究，发现主机晕质量的依赖性之间的取向的晕和细丝的对齐。我们还表明，第一次，晕的形状和方向弱相关的强度的附属subhalo吸积，即使主机晕质量是相同的。随着吸积作用的增强，晕的短轴与长轴之比趋于减小。具有高度各向异性吸积的晕变得更球形或扁球形，而具有各向同性吸积的晕变得更长球形或三轴形。对于具有强吸积作用的晕，它们的主轴优先与暗条对齐，而它们的角动量矢量倾向于稍微偏离。
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion of dark matter subhaloes within the cosmic web: primordial anisotropic distribution and its universality
星系的分布在不同的尺度上表现出各向异性，通常被称为星系排列。要了解小尺度上星系排列的起源，必须研究星系在早期宇宙中是如何吸积的，并量化它们在吸积时的原始各向异性。在本文中，我们使用N体模拟研究吸积的暗物质subhaloes，集中在他们的主机晕的形状和方向的质量分布在大规模上，定义使用海森矩阵的密度场。海森矩阵的大/小（e1/e3）特征值定义了大尺度上暗物质的快/慢坍缩方向。我们发现：1）晕长轴与e3（慢塌缩）方向一致，质量晕的e3方向较强; 2）次晕主要沿主晕长轴增生，且随主晕质量增大，e3方向一致性增强。最重要的是，这种排列是普遍的; 3）相对于e3方向的subhaloes的吸积不是普遍的。在大质量的晕中，次晕是沿着e3方向吸积的（甚至比与晕主轴的排列更强），但在小质量的晕中，次晕是垂直于e3方向吸积的。在高红移时，凌日质量较低。最后一个结果很好地解释了令人困惑的相关性（在最近的观测和模拟中），即大质量星系/晕的自旋垂直于暗条，而低质量星系/晕的自旋与暗条稍微对齐，假设暗条的轨道角动量转换为晕自旋。
2015-09-22 astro-ph.CO
On the algorithms of radiative cooling in semi-analytic models
我们研究了七个半解析模型（SAM）的星系形成，包括一个新的模型，我们在本文中提出的多辐射冷却算法的行为。我们使用没有反馈的模型版本，并将其应用于宇宙学背景下生长的暗物质晕，其最终质量范围从10^{11}Msun到10^{14}Msun。首先，使用简化的平滑增长的晕模型，我们证明了不同的算法预测的冷却速率和最终的冷气质量，相差约5倍的大质量晕（>10^{12}Msun）。该算法是在更好的协议，为质量较小的晕，因为他们有效地冷却，因此，他们的冷却速率在很大程度上是由晕吸积率的限制。然而，对于质量较小的晕，所有的SAM预测的冷却比相应的一维流体动力学模型。其次，我们利用并合树研究了暗物质晕中心星系的气体吸积历史。包含合并改变了冷却历史的晕锁定气体在星系内的小晕在早期。对于现实的晕模型，由算法预测的冷气体质量的色散是0.5德克斯为高质量的晕和0.1德克斯为低质量的晕，而吸积率的色散是大约两倍大。与宇宙学SPH模拟相比，我们发现大多数SAM系统地低估了低质量晕的气体吸积速率，但高估了大质量晕的气体吸积速率。虽然这些模型都包含了“快”和“慢”两种吸积模式，但两种吸积模式之间的转换在模型之间存在差异，并且与模拟结果也不同。最后，我们构建了一个新的模型，明确纳入冷晕气体来说明这样一类模型可以更好地匹配宇宙学流体动力学模拟的结果。
2011-09-28 astro-ph.CO
A physical understanding of how reionization suppresses accretion onto dwarf halos
我们开发和测试与宇宙学模拟的物理动机的理论，重力，压力，冷却和自屏蔽之间的相互作用如何设置红移-依赖的质量尺度，在该光环可以吸积星系际气体。这个理论提供了一个物理解释的晕质量尺度，可以吸积未受冲击的星系际气体，这已经解释了特设的标准调整，以重现一些模拟的结果。此外，它提供了一个直观的解释，这个质量尺度如何依赖于再电离红移，电离背景的振幅，和红移。我们表明，吸积被抑制到更大规模的晕比已经被认为是因为以前的研究集中在气体部分的晕，而不是瞬时质量，可以吸积气体。质量为10^11兆太阳的晕不能吸积z=0的星系际气体，尽管它的祖先通常能够吸积更高红移的气体。我们描述了一个简单的算法，可以实现半解析模型，我们比较该算法的预测数值模拟。
2014-07-09 astro-ph.CO
The Link between Galactic Satellite Orbits and Subhalo Accretion
我们计算的轨道角动量的暗物质subhaloes在水瓶座模拟冷暗物质星系晕。我们计算了它们的角动量相对于其宿主晕的自旋矢量的取向，并找到了各种不同的配置。所有六个宝瓶座光环都包含统计学上显著的与主光环自旋一致的次光环轨道。所有的晕都是以与主晕相同的方向旋转的亚晕群，其中三个还拥有以相反方向旋转的亚晕群。这些构形是由潜晕的惯性吸积引起的。在$Λ$ CDM宇宙的模拟中，自然会出现相干旋转卫星的准平面分布，例如在银河系和其他星系中推断的那些。
2011-04-18 astro-ph.CO
The impact of angular momentum on black hole accretion rates in simulations of galaxy formation
由气体吸积释放到黑洞（BH）的能量反馈是一个有吸引力的机制来解释在星系恒星质量函数（SMF）的大质量端的指数截止。半解析模型的星系形成中，这种形式的反馈被假定为抑制冷却的晕气体冷却时间是大的动力学时间相比，确实实现了很好的匹配所观察到的SMF。此外，假设气体以Bondi速率吸积到中心BH上的单个晕的流体动力学模拟表明，建立了一个自我调节机制，其中BH的增长刚好足以释放出与晕的热能相当的能量。然而，这一过程不仅有效地抑制了大质量星系的生长，也抑制了像银河系这样的星系的生长，导致与观测到的SMF不一致。然而，当吸积物质具有角动量时，Bondi吸积率是不合适的。我们提出了一个改进的吸积模型，考虑到circularisation和随后的粘性运输的下落的材料，并包括它作为一个“亚网格”模型在流体动力学模拟的演变晕具有广泛的群众。由此产生的吸积率一般低，在低质量（$\lsim 10^{11.5} \msun$）晕，但显示爆发的爱丁顿有限的吸积星系合并期间。在爆发期间，这些物体非常类似于类星体。在较高质量的晕中，气体吸积持续发生，通常为爱丁顿速率的$~10$ %，这有利于射电喷流的形成。由此产生的依赖性的吸积行为晕质量诱导打破星系恒星质量和晕质量之间的关系，在这些模拟相匹配的观测。
2015-09-11 astro-ph.CO
Theoretical dark matter halo density profile
利用二次入射（SI）模型，推导了分层宇宙学中无碰撞无耗散暗物质晕的密度分布。这些新奇之处是：i）我们处理三轴维里化对象; ii）他们的种子在线性政权的峰值赋予{ \it unconvolved}球平均密度分布根据峰值形式主义; iii）考虑到初始的特殊速度;和iv）吸积晕被假定为从内到外发展，保持瞬时内部系统不变。后一种假设的有效性准确地检查比较分析预测，这样的增长与数值模拟的结果。我们表明，球平均密度轮廓的维里化对象可以推断，而不需要指定它们的形状。{ \it典型}球平均晕密度分布推断，到任意小的半径，从密度扰动的功率谱。在$Λ$ CDM宇宙学中的预测轮廓近似地由Einasto轮廓描述，这意味着它没有尖点，而是有一个核心，其中内部斜率缓慢地收敛到零。下降到百分之一的总半径，配置文件有正确的NFW和Einasto的形式，接近后者下降到一个半径约4个数量级less. the模型的内部一致性意味着，晕的密度配置文件海港没有信息，他们过去的聚集历史。这就解释了为什么大的合并不会改变SI形成的维里化天体的典型密度分布，也不会使基于这种形成的峰值形式主义失效。
2012-07-09 astro-ph.CO
Accretion onto Intermediate Mass Black Holes Regulated by Radiative Feedback I. Parametric Study for Spherically Symmetric Accretion
利用流体动力学程序ZEUS-MP和辐射转移算法研究了辐射反馈对中等质量黑洞吸积的影响。在本文中，第一个系列，我们假设吸积从一个均匀致密的气体具有零角动量和极低的金属。我们的一维和二维模拟探索了黑洞附近发射的X射线和紫外线辐射如何从大尺度上调节气体供应。1D和2D模拟显示了相似的吸积速率和吸积峰值之间的周期，这意味着在2D模拟中开发的流体不稳定性不会影响平均流特性。我们提出了一套模拟探索吸积在一个大的参数空间，包括不同的辐射效率和辐射光谱，黑洞的质量，密度和温度，$T_\infty$，邻近的气体。在协议与以前的研究中，我们发现定期的振荡行为的吸积率，占空比$\sim 6%$，平均吸积率的3% $(T_{\infty}/10^4 {\rm K})^{2.5}$的邦迪率和峰值吸积$\sim 10$倍的平均值为$T_{\infty}$范围在3000 K和15000 K之间。我们推导出参数公式的爆发之间的周期，平均吸积率和峰值光度的爆发，从而提供了一个配方的反馈调节吸积如何运作。热电离气体的温度分布是决定吸积率的关键，而爆发的周期与斯特伦格伦球的平均大小成正比，我们发现在高密度与低密度制度的吸积定性不同的模式。我们还发现，较软的辐射光谱产生较高的平均吸积率。
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Characterizing dark interactions with the halo mass accretion history and structural properties
研究了耦合暗能量宇宙学中晕质量吸积历史及其与内部结构性质的关系。为了准确预测暗相互作用引起的所有非线性效应，我们使用耦合暗能量宇宙学模拟（CoDECS）。我们测量在z=0的晕浓度和每个晕的质量分辨率阈值以上的子结构的数量。通过追溯晕合并的历史树，根据主晕的质量，我们建立了一个MAH模型，该模型精确地再现了ΛCDM宇宙中晕的M_{200}增长，并比较了不同宇宙学情景下的MAH。对于弱常数耦合的cDE模型，我们的MAH模型可以通过适当地重新标度z=0，σ_8处的线性物质功率谱来重现模拟结果，精度在10%以内。然而，这不是更复杂的情况下，如“弹跳”的cDE模型，数值分析表明，在高红移晕的快速增长，不能简单地重新调整σ_8的值再现。此外，在固定的σ_8值，冷暗物质（CDM）晕在这些cDE方案往往是更集中，并有更多的子结构相对于ΛCDM预测。最后，我们提出了一个准确的模型，涉及晕浓度的时间，它组装一半或4%的质量。结合我们的MAH模型，我们展示了在一个ΛCDM宇宙中，在固定的晕质量下，晕浓度是如何变化的。
2013-07-16 astro-ph.CO
MultiCAM: A multivariable framework for connecting the mass accretion history of haloes with their properties
MultiCAM框架通过同时利用暗晕完整质量吸积历史来连接多个暗晕或星系性质，克服了传统单值概括的信息损失，并在暗物质模拟中验证了其优于单时期条件丰度匹配模型的精度。
2023-07-10 astro-ph.CO
Dependence of the outer density profiles of halos on their mass accretion rate
我们提出了一个系统的研究的密度分布LCDM晕，集中在外部区域，0.1 < r/Rvir < 9。我们发现，在半径r > 0.5 R200 m处，给定峰高的晕样品的中值和平均轮廓与文献中先前讨论的通用分析轮廓（如Navarro-Frenk-White和Einasto轮廓）存在显著偏差。特别是，在这些半径的对数斜率的中值密度分布的大规模或快速吸积晕陡峭比预测更急剧。剖面最陡斜率出现在r ~ R200 m处，其绝对值随峰高或质量增长率的增大而增大，最陡斜率可达-4，且斜率更陡。重要的是，我们发现当半径被R200 m重新标度时，在r > R200 m处的最外密度分布是显著自相似的。这种自相似性表明相对于平均密度定义的半径是优选的，用于描述外部轮廓的结构和演变。然而，当半径由R200 c重新缩放时，内部密度分布是最自相似的。我们提出了一个新的拟合公式，它描述了由峰高或质量吸积率选择的晕样品的中值和平均轮廓，在我们研究的所有半径，红移和质量下，精度< 10%，r < 9 Rvir，0 < z < 6 and Mvir >1.7E10 Msun/h。我们讨论了上述轮廓特征的观测特征，并表明在未来的大质量星系团弱透镜分析中应该可以检测到外部轮廓的陡峭化。这样的观测结果可以用来估计星系团晕的质量吸积率。
2014-06-10 astro-ph.CO
Accretion History of Subhalo Population now and then
在结构形成的标准模型中，星系存在于维里化的暗物质晕中，这些晕远远超出了中心系统的观测半径。暗物质晕的形成过程是分层次的，小的系统在高红移时坍缩，然后合并在一起形成更大的系统。在这项工作中，我们研究的质量组装历史的主机晕在不同的观测红移和质量函数的吸积卫星（晕合并直接在主晕祖）。我们表明，卫星质量函数是通用的，无论是独立的主机晕质量和观测红移。卫星质量函数也变成了普遍的一次只有卫星之前或之后的主机晕形成红移（在该时间的主要晕祖组装其最终质量的一半）被认为是。我们发现，这些分布的归一化直接相关的主要晕祖质量分布之前和之后的形成，而他们的斜率和指数高质量截止保持不变。
2009-11-16 astro-ph.CO
Stellar Populations in the Outer Halo of the Massive Elliptical M49
我们利用巨椭圆星系M49（NGC 4472）的深表面测光，作为我们对室女室女星系团漫射光巡天的一部分，来研究其外晕中的恒星星族。我们的数据追踪M49的恒星晕到~ 100 kpc（7 Re），我们发现在内部区域看到的浅颜色梯度变得非常陡峭。银河系的外围区域是相当蓝的（B-V ~ 0.7）;如果这纯粹是金属丰度效应，它就证明了[Fe/H] <-1的极贫金属恒星星族。我们还发现，M49周围的扩展吸积壳明显比星系周围的晕更红，这表明我们很可能目睹了恒星质量和金属丰度在M49的外晕中的积累，这是由于后期的吸积。虽然星系晕的这种增长是由分级吸积模型预测的，但这种增长被认为是由更大规模的吸积事件驱动的，这些事件的平均金属丰度相应地高于M49的晕。因此，M49扩展的晕圈中极度贫金属的性质，对目前椭圆星系形成的模型提出了一些质疑。
2013-01-30 astro-ph.CO
The growth of dark matter halos: evidence for significant smooth accretion
我们研究的增长暗物质晕的和谐LCDM宇宙学使用几个N体模拟大宇宙体积。我们从Millennium和Millennium-II模拟中构建了合并树，覆盖晕质量范围为10^9-10^15 Msun，合并质量比范围为1-10^5。我们的算法需要特别照顾晕分裂，并确保每个合并晕增长的质量贡献只计算一次。通过这种方式，综合合并率收敛，我们可以一致地确定不同质量比的合并对晕增长的贡献。我们发现，所有解析的合并，直到质量比为10^5，只贡献了总晕质量增长的~60%，而主要的合并是次主导的，例如质量比小于3：1（10：1）的合并只贡献了~20%（~30%）。这一点通过对另外两个模拟箱的分析得到了验证，在那里我们在整个宇宙时间内单独跟踪所有粒子。我们的结果也是强大的，对使用几个晕定义。假设在大质量比的合并率的幂律行为可以外推到任意大的质量比，它被发现，独立的晕质量，约40%的质量晕来自真正的光滑吸积的暗物质，从来没有被束缚在较小的晕。我们讨论了我们的研究结果对星系形成的可能影响。假设原始的星系际介质被紫外光子加热并光致电离，这是一个标准的假设，其中的一个推论是，所有的晕都是在T>~10^4K的光滑“冷”气体中吸积了>40%的重子，而不是像恒星那样温暖、富集或clusified的气体。
2010-06-09 astro-ph.CO
Sensitivity of dark matter haloes to their accretion histories
我们应用我们最近提出的“二次遗传修饰”的方法来产生和测试的影响，替代质量吸积历史的一个单一的$Λ$ CDM晕。该技术的目标是构建不同的形成历史，改变合并的整体贡献的固定的最终质量。这使得有针对性地研究星系和暗物质晕形成对质量吸积平滑度的敏感性成为可能。在这里，我们专注于两个暗物质晕，每个有四个不同的质量吸积历史。我们发现，这两个光环的浓度系统地减少，因为他们的合并历史变得更加顺利。这种因果趋势跟踪已知的相关性之间的形成时间和浓度参数在整个晕人口。在固定的形成时间，我们进一步建立晕浓度是敏感的合并发生的顺序。这种研究单个晕对其历史变化的反应的能力与基于扩展晕种群的紧急相关性的传统方法是高度互补的。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical ensembles of virialized halo matter density profiles
我们定义和研究统计合奏的物质密度分布描述球对称的，维里化的暗物质晕的有限程度与给定的质量和总引力势能。我们的合奏只包括空间自由度，微观状态是一个球对称的物质密度函数。我们提供了巨正则配分泛函的精确解，并证明了它与微正则系综的等价性。我们分析得到的平均配置文件，对应于绝大多数的微观国家。所有这些配置文件有一个无限深的势阱，与奇异的等温球在无限的温度极限。维里半径大于引力半径的系统表现出有限部分能量在中心的局部化。如果将势阱的最大深度设为一个上限，则在任何质量和能量下，NFW晕的统一性的通用对数内斜率被预测。在这种情况下，统计学上有利的平均曲线与NFW曲线比较良好。对于非常巨大的晕，这个协议变得精确。
2013-04-18 astro-ph.CO
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback radius of halos from particle dynamics. II. Dependence on mass, accretion rate, redshift, and cosmology
粒子落入暗物质晕后，在第一个轨道上的回溅半径$R_{\rm sp}$，最近被认为是一个物理驱动的晕边界，它将吸积与轨道物质分开。使用SPARTA代码在文件I中，我们分析了宇宙学模拟的结构形成和测量$R_{\rm sp}$的晕，跨越从矮星系到大质量星系团晕的质量范围内，达到红移8，包括WMAP，普朗克和自相似宇宙学的数十亿粒子的轨道。我们分析了$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$对质量吸积率$Γ$、晕质量、红移和宇宙学的依赖性。这些关系的离散度在0.02和0.1之间变化。虽然我们证实了已知的趋势，即$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$减少与$Γ$，关系变得比以前认为的更复杂，证明了$R_{\rm sp}$是一个独立的定义的晕边界，不能平凡地重建从球形过密度定义。我们提出的拟合函数为$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$的吸积率，峰高，和红移的函数，实现了5%或更好的精度到处探索的参数空间。我们讨论了粒子远心分布的物理意义，并表明，以前提出的定义$R_{\rm sp}$的半径最陡的对数密度斜率包围约四分之三的远心。最后，我们得出结论，到目前为止，没有分析模型可以完全解释我们的结果。
2017-07-14 astro-ph.CO
Extended Lyman-alpha emission from cold accretion streams
我们研究了红移3处冷吸积流通过Lyman-alpha（Lya）发射的可观测性以及冷吸积作为Lya斑点（LABs）主要驱动者的可行性。我们运行宇宙学变焦模拟，重点是3个质量跨越两个数量级的晕，大约从10^11到10^13太阳质量。我们使用一个版本的拉美西斯代码，其中包括紫外光子的辐射转移，我们采用了一种改进策略，使我们能够解决吸积流在其自然环境中的一个前所未有的水平。这是第一次，我们自洽模型自屏蔽的冷流从宇宙学的紫外背景，这使我们能够预测它们的温度，电离状态和Lya光度提高精度。我们发现，在太阳质量约为10^11的晕中，冷流的引力加热效率在晕的大部分区域约为10-20%，但在靠近中心的地方会达到更高的值。因此，大部分的Lya光度来自气体，这些气体集中在晕半径的20%中心，导致Lya发射没有扩展。在质量大于10^12太阳质量的更大质量晕中，冷吸积是复杂的和不连续的，引力加热不是一个稳定的过程。忽略Lya散射，局部紫外增强和SNe反馈的因素，在这些巨大的晕中单独的冷吸积可以产生在形态，范围和光度方面与观测基本一致的LAB。我们的模拟稍微和系统地过度预测LAB丰度，也许暗示这些被忽略的因素的相互作用可能对范围和光度产生负面的净影响。我们预测，从目前的观测极限的灵敏度增加几个因素，应该明确地揭示连续免费吸积流周围的大质量星系z=3。
2012-03-07 astro-ph.CO
Quenched Cold Accretion of a Large Scale Metal-Poor Filament due to Virial Shocking in the Halo of a Massive z=0.7 Galaxy
利用HST/COS/STIS和HIRES/Keck高分辨光谱，我们研究了类星体Q1317+277的一个显著的HI吸收复合体（z=0.672）。HI吸收具有1600 km/s的速度扩展，包括21个Voigt轮廓分量，并且位于来自明亮的高质量[log（M_vir/M_sun）~ 13.7]椭圆星系的D=58 kpc的碰撞参量处，该椭圆星系被推断为具有6 Gyr年龄的太阳金属丰度恒星星族。电离模型表明，该结构的大部分是冷气体周围的冲击加热的云，是运动学上相邻的多相组云检测CIII，CIV和OVI吸收，暗示附近的冲击导电界面。相对于在z ~ 3 Ly-alpha森林中观测到的水平，推断的金属丰度与中等原位富集一致。我们解释的HI复杂作为一个贫金属的外延结构被冲击加热，因为它吸积到星系的晕。这些数据支持星系早期形成时期（z > 4）的假设，在此期间，星系可能由冷模气体吸积提供，后来通过热晕的维里冲击淬灭，这样，通过中等红移，冷的吸积气体继续被冲击加热破坏。因此，持续的惯性吸积被混合到热晕中，这表明星系的恒星形成可能会保持熄灭。迄今为止，银河系和HI吸收复合体提供了一些最引人注目的观测数据，支持吸积是维里冲击在高质量星系的热日冕晕的理论图片。
2012-05-03 astro-ph.CO
The Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 astro-ph.CO
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion of galaxies into groups and clusters
我们使用Font et al.（2009）的半解析模型星系目录中的星系恒星质量和晕合并树信息来研究星系吸积成大样本的星系群和星系团，覆盖晕质量的广泛范围（10E12.9到10E15.3 Msun/h），并从四个红移时期（z=0，0.5，1.0和1.5）中选择。我们发现，在所有研究的红移集群已通过星系群吸积了显着的一部分，他们的最终星系人口。一个z=0的质量为10E14.5 Msun/h的星系团，平均约有40%的星系（Mstellar > 10 E9 Msun/h）是从质量大于10 E13 Msun/h的晕中吸积而来的。此外，通过星系团吸积的星系平均来说比通过较小的晕或从场群吸积的星系质量更大。我们发现，在一个给定的时代，从孤立的环境中吸积的星系的分数是独立的最终集群或集团的质量。相比之下，我们发现，在每个红移时期观察相同晕质量的星系团意味着孤立星系的不同吸积率，从z=0时的5- 6%/Gyr到z=1.5时的15%/Gyr。我们发现，结合存在的屠夫Oemler效应在z=0.5和观察组内的星系显示显着的环境效应与星系吸积的历史证明惊人的结论。也就是说，主导环境过程必须在10 E12 - 10 E13 Msun/h的晕中开始发生，并在> 2 Gyrs的时间尺度上起作用。这支持了一种类似“绞窄”的机制，即星系的热晕在落入一个更大质量的晕中时被剥离。这个简单的模型预测，到z=1.5时，星系群…
2009-08-05 astro-ph.CO
Moving mesh cosmology: tracing cosmological gas accretion
我们调查的性质气体吸积到晕和星系在z=2使用宇宙流体动力学模拟运行与移动网格代码AREPO。实施蒙特卡罗示踪粒子计划，以确定吸积气体的起源和热力学历史，我们进行定量比较，否则相同的模拟运行的平滑粒子流体动力学（SPH）代码GADGET-3。对比这两种数值方法，我们发现在10^10.5太阳质量以上的晕中，吸积气体的热力学历史存在显著的物理差异。与以前的工作一致，GADGET模拟显示了一个冷分数接近团结的星系形成在大规模的晕，这意味着只有一小部分的吸积气体加热到一个可观的分数的维里温度吸积过程中。在AREPO中的相同星系显示出更低的冷分数，在10^11太阳质量以上的晕中<20%。这是由于热气体吸积率，在这个相同的晕质量，是一个数量级大于GADGET，而冷吸积率也较低。这些差异增加了更大规模的系统，我们解释这两个由于数值不准确的标准制定的SPH。我们还观察到，在晕质量约为10^11时，从冷模到热模的相对急剧的转变主导了吸积，这是将过去的气体温度与一个与维里温度无关的恒定阈值进行比较的结果。检查吸积气体的空间分布，我们发现，气体细丝在GADGET往往保持准直和流动相干到小半径，或人为的碎片，并形成大量的纯数字的“斑点”。在AREPO中，类似的气流在0.25-0.5维里半径处显示出增加的加热和破坏，并以不同于经典冷却流的方式对热气体吸积速率作出贡献。
2013-01-28 astro-ph.CO
Jeans Model for the Shapes of Self-interacting Dark Matter Halos
针对自相互作用暗物质晕非球对称特性，推广Jeans模型构建非球对称SIDM晕模型，经模拟验证可结合观测直接约束暗物质自相互作用。
2025-11-13 astro-ph.CO hep-ph
The physical nature of the cosmic accretion of baryons and dark matter into halos and their galaxies
暗物质和重子的宇宙吸积成晕通常是用一些演化的维里关系来测量的，但最近的工作表明，大多数晕在宇宙晚期（z < 2）的增长不是物理的，而是维里半径演化的副产品（“伪演化”）。使用Omega 25，一套宇宙学模拟，将暗物质和气体动力学与不同的处理气体冷却，恒星形成，和热反馈，我们系统地探索物理学，管理宇宙吸积成晕和它们的星系。物理上有意义的暗物质和重子的宇宙吸积发生在z > 1的整个晕质量范围：M_200 m = 10^{11-14} M_sun。然而，暗物质，因为它是无耗散的，在> R_200 m（z）以壳状的方式沉积（在时间平均意义上），使得暗物质质量和密度在z < 1的晕内的任何半径处几乎没有物理增长。相比之下，气体，因为它能够辐射冷却，经验在所有半径的吸积显著，在一个速度，大致跟踪吸积率在R_200米，在所有的红移。进入的气体在~2 R_200 m处开始与暗物质分离，并继续吸积到更小的半径，直到在~ 0.1 R_200 m处出现强角动量支持。因此，虽然暗物质的增长是受伪演化，重子的增长不是。星系尺度上的气体吸积率跟踪R_200 m附近的吸积率，这一事实提供了深入了解星系的质量/大小和它们的宿主晕在宇宙时间之间的紧密关系。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The maximum accretion rate of hot gas in dark matter halos
我们重新审视的问题，“热模式”与“冷模式”吸积到星系使用稳态冷却流的解决方案和理想化的三维流体动力学模拟。我们表明，热吸积模式的存在，冷却时间需要比自由落体时间附近的气体是旋转支持的半径，R_circ，即热模式的存在取决于在星系尺度的物理条件，而不是在晕尺度的物理条件。当考虑到相对于宇宙平均值的晕重子部分的耗尽时，较长的冷却时间意味着在低于重子完全晕的~10^12 M_sun阈值的晕质量中可能形成维里化的气体晕。我们发现，对于任何晕质量，都存在一个最大的吸积速率，在该速率下，气体在整个晕中被维里化，并且可以通过热模Mdot_crit ~ 0.7（v_c/100 km/s）^5.4（R_circ / 10 kpc）（Z/Z_sun）^-0.9 M_sun / yr吸积，其中Z和v_c是在R_circ测量的金属丰度和圆速度。对于吸积率>~Mdot_crit，充满体积的气相原则上可以是“跨音速”的--在外晕中维里化，但在星系附近冷却并自由下落。我们将Mdot_crit与恒星质量晕质量关系所暗示的0<z<10时晕中的平均恒星形成率（SFR）进行比较。对于一个合理的金属丰度随红移的演化，我们发现在大多数质量和红移下，SFR <~ Mdot_crit，这表明星系的SFR可能主要是由质量远低于~10^12 M_sun经典阈值的晕中的热模维持的。
2020-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation curves of rotating galactic BEC dark matter halos
我们提出的动力学旋转玻色凝聚星系暗物质晕，由超轻无自旋玻色子。我们限制的情况下，添加轴对称刚性旋转到最初的球对称结构，并显示有三个制度：i）小的角动量，基本上保留了球对称晕的缺点，这些缺点与解释银河系RC的紧凑性和失败有关，ii）角动量值的中间范围，允许存在具有可接受的RC轮廓的长寿命结构，和iii）高角动量，其中该结构通过旋转而分散开。我们还详细介绍了新的代码用于解决的Gross-Pitaevskii泊松方程组在三维空间。
2013-10-15 astro-ph.CO gr-qc
The HI Mass Density in Galactic Halos, Winds, and Cold Accretion as Traced by MgII Absorption
它是公认的，MgII吸收线检测到的背景类星体光谱产生的气体结构与前景星系。星系演化在多大程度上是由气体通过晕圈循环驱动的，这是非常不确定的，因为它们的气体质量密度受到很差的约束。用Schechter函数拟合MgII等效宽度（W）分布，并应用Menard和Chelouche的N（HI）-W相关性，我们计算出Omega（HI）_MgII ~ Omega（HI）_halo =（1.41 +0.75 -0.44 x10 ^-4，其中0.4<z<1.4。我们从我们的计算中排除DLAs，以便Omega（HI）_halo包括吸积和/或流出的晕气体，而不是锁定在冷中性云中。根据Mg Ⅱ的吸收，我们推断出星系晕中宇宙HI气体的质量密度分数为：Omega（HI）_halo/Omega（HI）_DLA=15%，Omega（HI）_halo/Omega_b= 0.3%。通过几条证据，我们提出了在W=1.23^{+0.15}-0.28} Ω时，流入/吸积物质的采样值为小W，而流出/风的采样值为大W，并发现Omega（HI）_infall与Omega（HI）_outflow在分叉处是一致的，冷吸积在总HI质量密度中所占比例不超过~7%.我们讨论的证据表明，（1）总HI质量循环通过晕保持相当恒定的宇宙时间和HI气体的吸积维持星系风，和（2）宇宙恒星形成率的演变主要取决于冷HI气体循环通过晕的速度。
2011-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event
基于金属丰度的选择，我们确定了一个显着的子人口的内晕球状星团在仙女座星系，我们命名为杜莱斯结构。它是一个由10-20个球状星团组成的同向旋转星团，在运动学上与大多数内晕星团不同，平均来说比大多数内晕星团更贫金属。有趣的是，这个杜莱斯结构的轨道轴与最近使用仙女座外晕中的球状星团子种群确定的年轻吸积事件的轨道轴紧密对齐，这强烈暗示了两者之间的因果关系。如果这种联系得到证实，那么对杜来结构中球状星团运动学的一个自然解释是，它们追踪到了在过去几十亿年中仙女座星系晕中大量祖先（~10^11 Msun）的吸积，这可能是作为一个更大的星系团陷落的一部分发生的。
2022-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the connection between stellar halo profiles and accretion histories in $L_*$ galaxies
我使用一个图书馆的控制次要合并N体模拟，粒子标记技术和蒙特卡罗产生的$Λ$ CDM吸积历史研究的高度随机过程中的恒星沉积到吸积恒星晕（ASHS）的$L_*$星系。我探索的主要物理机制，驱动之间的连接的吸积历史和密度分布的灰。我认为：i）通过动力学摩擦，质量越大的卫星越能有效地将其恒星送入宿主的更深处; ii）因此，在半径和局部质量加权维里卫星-宿主质量比之间，ASH具有负梯度; iii）在$L_*$星系中，大多数ASH的密度分布特征是随着半径的增加而向更尖锐的对数斜率倾斜，尽管具有显著的晕-晕散射; iv）具有最大总离地质量的ASH是这样的，因为少数大质量卫星（而不是大量低质量卫星）的偶然吸积。
2016-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Accretion of Fuel at the Disk-Halo Interface
我们讨论的支持直接在盘晕界面的气体冷却作为一种机制，不断燃料的星系。这可能是一个重要的储存库，因为在星系晕中没有足够的冷气，模拟表明现有的冷云在穿过周围的晕介质时会迅速被破坏。我们显示了可能的证据，在银河系中的WIM层的净下降，模拟结果显示在磁盘晕界面的热云的再冷却，和GALFA HI数据的小，冷HI云，可以代表这种再冷却。
2009-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The correspondence between sonic points of ideal photon gas accretion and photon spheres
在流体的吸积中，其速度可以从亚音速过渡到超音速。这种转变发生的点称为音速点，在数学上通常是特殊的。本文考虑了一般静态球对称时空中理想光子气体的稳态球对称吸积问题。我们的主要结果是，理想光子气体的状态方程在一般情况下导致其音速点与时空的光子球之间的对应。尽管物态方程依赖于时空的维度，但这种对应关系对任意维度的时空都成立。
2016-09-06 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Gravitational Lensing of Spherically Symmetric Black Holes in Dark Matter Halos
本文利用推广的 Gibbons-Werner 方法和引力透镜方程，比较 Beta、Burkert、Brownstein 与 Moore 暗物质晕模型对多个星系超大质量黑洞透镜效应的影响。
2024-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Contribution of Mergers and Accretion to Dark Matter Halo Assembly: An Excursion Set Theory Approach
Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
该研究基于EST扩展并合树算法，明确并合比阈值影响吸积贡献比例，揭示吸积质量分布特征，为研究暗物质晕形成提供高效准确的框架。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is Main Sequence Galaxy Star Formation Controlled by Halo Mass Accretion?
对于$z < 4$，星系恒星-晕质量关系（SHMR）几乎与时间无关。因此，我们构建了一个独立于时间的SHMR模型的中心星系，其中的恒星形成率（SFR）是由晕质量吸积率（MAR），我们称之为恒星-晕吸积率协同演化（SHARC）。我们发现，$\sim0.3$ dex分散的晕MAR匹配观测到的分散的SFR的恒星形成的主序列（MS）。在“浴缸”型模型的星系形成的背景下，SHARC导致质量依赖的限制SFR和MAR之间的关系。尽管它的简单性和简化处理的质量增长从合并，SHARC模型很可能是一个很好的近似中央星系与$M_*=10^9- 10^{10.5}M_\odot$的MS，代表大部分的恒星形成在宇宙中。SHARC的预测与MS上星系在低红移下观测到的SFR一致，在$z\sim4$上相当一致，但超过了在$z>4$上的观测。假设每个星系的星际气体质量是恒定的（浴缸模型中的“平衡条件”），SHARC模型允许计算流入和流出气体的净质量负载因子。通过基于模拟的预防性反馈假设，SHARC允许计算星系金属丰度演化。如果星系SFR确实跟踪晕MAR，特别是在低红移，这可能有助于解释模型的成功连接星系属性晕（包括年龄匹配）和两晕星系一致性和晕质量吸积一致性之间的相似性。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion-Driven Squeezing of Fuzzy Dark Matter Halo Cores in the Schrödinger-Newton Framework
本文在薛定谔-牛顿框架下研究超大质量黑洞吸积对模糊暗物质孤子核的挤压效应，发现其可减小核尺寸并提高中心密度，为解释星系核观测差异提供新见解。
2025-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
TOPSEM, TwO Parameters Semi Empirical Model: Galaxy Evolution and Bulge/Disk Dicothomy from Two-Stage Halo Accretion
本研究提出仅含两个自由参数的简洁半经验星系演化模型TOPSEM，通过晕吸积率与恒星形成率的丰度匹配重现高红移恒星质量函数，并验证了核球/盘形态二分性源于暗物质晕快慢两阶段吸积的假说。
2023-07-24 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
Impact of cosmic filaments on the gas accretion rate of dark matter halos
基于宇宙流体动力学模拟，我们研究了宇宙暗条对暗条中暗物质晕的气体吸积率$\dot{M}_{\rm{gas}}$的影响。我们发现，对于质量小于$10^{12.0}\ \rm{M_{\odot}}$的晕，位于突出的细丝（宽度为$D_{\rm{fil}}>3\ \rm{Mpc}/h$）中的晕的$\dot{M}_{\rm{gas}}$低于位于纤细细丝中的晕（$D_{\rm{fil}}<3\ \rm{Mpc}/h$），$20-30\%$在$z=0.5$中，$z=0$中为2-3倍。然而，$\dot{M}_{\rm{gas}}$对从高红移到$z=0$的暗条中心到暗条中心的物理距离的依赖性很弱，仅在$z=0$的显著暗条中表现出明显的内外区差异。我们进一步探讨气体的热性质突出和纤细的细丝，出现在相对高度和中间的过密区域，分别。突出的丝状体中的气体温度更高。在$26\%$附近，显著暗条中气体的$38\%$和$45\%$分别比$z=1.0, 0.5$和$z=0.0$处的$10^6$ K热。在细纤维中相应的组分只有$\sim 6\%, 9\%$和$11\%$。在$z \lesssim 0.5$显著的丝状体中，低质量晕的气体吸积速率受到抑制，这可能是由于环境气体较热，这可能提供了一种物理处理机制，在晕进入星系团之前减少对它们的气体供应。这一过程部分满足了在一些星系形成的半解析模型中实施的预热机制的需要，但仅…
2022-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Accretion Luminosity upon Fragmentation in the Early Universe
将吸积原恒星的光度公式引入到光滑粒子流体动力学模拟中，并应用该方法对宇宙学初始条件下产生的5个原始微晕进行了模拟.我们发现吸积光度延迟了晕内的碎片化，但并不能阻止它。在缓慢形成少量原恒星的晕中，吸积光度可以减少在原恒星开始电离周围环境之前形成的碎片数量。然而，快速形成许多原恒星的晕被动力学过程所控制，吸积光度的影响变得可以忽略不计。一般来说，在晕中发现的碎裂在很大程度上取决于初始条件。吸积光度并不会对原恒星的吸积速率产生实质性的影响，并且远不如动力学相互作用重要，动力学相互作用可以导致有效终止吸积的喷射。我们发现，吸积率到内部区域的磁盘（20 AU）周围的原恒星是高度可变的，相反，目前使用的模型中的人口III恒星的主序前演化的吸积率恒定或平稳下降。
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Accurately Can We Detect the Splashback Radius of Dark Matter Halos and its Correlation With Accretion Rate?
利用弱引力透镜和与星系的互相关测量了暗物质晕的回溅半径（$R_{\rm sp}$）。然而，已使用不同的方法来测量$R_{\rm sp}$并评估其检测的意义。在本文中，我们使用模拟研究的精度和准确性，我们可以检测回溅半径与三维密度，三维subhalo，和弱透镜的配置文件。我们研究如何以及各种方法和示踪剂恢复$R_{\rm sp}$通过比较它与直接从粒子动力学测量的值。我们发现，估计的$R_{\rm sp}$从密度和subhalo配置文件对应于不同的基本$R_{\rm sp}$分布的粒子轨道。在低的吸积率，第二焦散出现，并可能偏差的结果。最后，我们表明，即将到来的透镜调查可能能够直接约束回溅吸积率的关系。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for an accretion origin for the outer halo globular cluster system of M31
我们使用一个新发现的球状星团的样本从泛仙女座考古调查（PAndAS）结合以前编目的对象映射的空间分布的球状星团在M31晕。在投影半径超过~30千秒差距的地方，大的相干恒星流很容易在现场区分，这些功能和球状星团的位置之间有一个惊人的相关性。采用一个简单的蒙特卡罗方法，我们测试的意义，这种关联的概率计算，它可能是由于机会对齐的球状星团顺利分布在M31晕。我们发现这种可能性的可能性很低，低于1%，并得出结论，观测到的空间重合之间的球状星团和多个潮汐碎片流的外晕的M31反映了一个真正的物理协会。我们的研究结果表明，大多数的远程球状星团系统的M31已组装作为一个结果的吸积星团轴承卫星星系。这构成了迄今为止最直接的证据，表明某些星系中的外晕球状星团种群在很大程度上是吸积的。
2010-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of dark matter halos I: The physical origin of the universal function
了解暗物质晕的普遍吸积历史是确定其结构起源的第一步。我们使用扩展的Press-Schechter形式主义，从初始密度扰动的增长率导出晕质量吸积历史。我们表明，晕质量的历史是很好地描述了指数函数的红移在高红移制度。然而，在低红移区域，质量历史遵循幂律，因为在暗能量主导的时代，由于宇宙的加速膨胀，密度扰动的增长停止了。我们提供了一个解析模型，遵循表达式$M(z) = M_{0}(1+z)^{af(M_{0})}e^{-f(M_{0})z}$，其中$M_{0} = M(z=0)$，$a$依赖于宇宙学和$f(M_{0})$只依赖于线性物质的功率谱。解析模型不依赖于数值模拟的校准，适用于任何宇宙学。我们比较了我们的模型与文献中的质量吸积历史的最新经验模型，发现非常好的协议。我们在线提供模型的数值例程。
2015-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
