Smoothed particle hydrodynamics with radiative transfer in the flux-limited diffusion approximation
我们描述的实施和测试的平滑粒子流体动力学（SPH）代码，解决了辐射流体动力学方程的通量限制扩散（FLD）近似。导出了辐射流体动力学显式积分格式的SPH方程，并进行了检验。我们还讨论了一个隐式的数值方案，用于解决辐射方程，允许系统使用的时间步长比显式辐射时间步长长得多的演变。该代码进行测试的各种一维辐射流体力学问题，包括辐射传播的光学薄介质，光学厚和薄的冲击，亚临界和超临界辐射冲击，和辐射为主的冲击。Turner和Stone（2001）也进行了许多测试，以测试他们为ZEUS-2D代码实现的FLD模块。在这些测试中，SPH代码的性能至少与ZEUS-2D代码一样好。
2004-07-12 astro-ph
Local Radiative Hydrodynamic and Magnetohydrodynamic Instabilities in Optically Thick Media
我们研究的辐射阻尼和驱动的短波长，传播流体动力学和磁流体动力学（MHD）波在静态，光学厚，分层平衡的局部条件。我们发现，所谓的奇怪的模式在恒星振荡理论和磁光子泡是密切相关的，都是从根本上驱动的背景辐射通量作用于可压缩波。我们确定了这些波的不稳定驱动的必要标准，并表明，这种驱动可以存在于气体和辐射压力为主的介质，以及纯汤姆逊散射介质中的MHD的情况下。作用于不透明度涨落的平衡通量可以驱动流体力学声波和磁声波的不稳定。此外，磁声波可以驱动不稳定的组合的平衡通量作用于密度波动和变化的背景辐射压力沿流体位移。我们简要地描述了这些不稳定性可能表现在主序星包层和吸积盘中的条件。
2003-06-20 astro-ph
TRAPHIC - Radiative Transfer for Smoothed Particle Hydrodynamics Simulations
提出了一种新的光滑粒子流体动力学（SPH）辐射转移格式TRAPHIC。TRAPHIC设计用于在物理长度尺度上显示宽动态范围并包含大量光源的模拟。该算法具有空间自适应性和角度自适应性，适用于分布式存储器机器。通过引入源合并过程，避免了通常遇到的计算上昂贵的缩放与模拟中的光源的数量。（时间相关的）辐射转移方程求解跟踪个人光子包在显式光子守恒的方式直接在非结构化网格跟踪出的SPH粒子集。尽管SPH粒子的空间分布不规则，但为了实现辐射的定向传输，光子在锥体内被引导。我们提出并测试了一个并行的数值实现TRAPHIC的SPH代码GADGET-2，指定的单色氢电离辐射的运输。试验结果与解析解和其他最先进的辐射转移程序的结果都非常吻合。
2008-06-23 astro-ph
Two-dimensional hydrodynamic simulation of an accretion flow with radiative cooling in a close binary system
通过求解含辐射转移的欧拉方程，对密近双星系统中的吸积流进行了二维数值模拟。在本研究中，比热比假设为常数，而辐射冷却效应作为一个非绝热过程。通过从盘的顶表面和底表面在垂直方向上释放能量来考虑盘的冷却效果。我们使用通量限制扩散近似来计算辐射热通量值。计算结果表明，在冲击波作用下，出现了盘状结构，并在盘状结构上形成了螺旋激波。这些特征类似于在具有较低比热比$γ=1.01$的绝热气体的情况下观察到的特征。结果表明，考虑辐射冷却效应后，圆盘的质量比$γ=5/3$假设下的大，比$γ=1.01$假设下的小。结果表明，采用绝热气体和较低的比热比是模拟具有辐射冷却效应的吸积盘的有效假设。
2003-04-14 astro-ph
Radiative hydrodynamics in the highly super adiabatic layer of stellar evolution models
我们目前的结果三维模拟的最高部分的太阳，在3个阶段的演变。每个模型都包括物理上真实的辐射流体力学（在光学薄区域使用爱丁顿近似），不同的不透明度和现实的状态方程（H和He电离的全面治疗）。在每个演化模型中，我们研究了一个域，它开始于光球的顶部，结束于对流区（太阳模型中约2400公里）内。这包括所有的超绝热层（SAL）。由于三个模型在$log (g) $与$log T_{eff}$平面上的位置不同，更先进的模型具有更低的密度大气。密度的降低导致进入辐射层的过冲量，在更先进的模型中更大。
2000-11-02 astro-ph
Introducing a Hybrid Method of Radiative Transfer for Smoothed Particle Hydrodynamics
介绍了一种将辐射转移纳入光滑粒子流体动力学（SPH）的新方法，该方法建立在两种先前方法的成功基础上-Stamatellos等人（2007）设计的多方冷却近似和通量限制扩散（例如Mayer等人2007）。这种混合方法保留了其单个组件的优势，同时消除了对大气匹配或其他边界条件的需要，以将光学厚和光学薄区域结合起来。该代码使用一个非平凡的状态方程来计算SPH粒子的温度和不透明度，它捕获了分子氢解离，原子氢电离，He 0和He+电离，冰蒸发，尘埃升华，分子吸收，束缚-自由和自由-自由跃迁和电子散射的影响。该方法在几种情况下进行了测试，包括：（1）围绕0.5太阳质量恒星的0.07太阳质量原行星盘的演化;（2）1太阳质量原恒星云的坍缩;（3）静态均匀球体中温度波动的热松弛。
2008-12-01 astro-ph
Adaptive Ray Tracing for Radiative Transfer around Point Sources
本文提出了一种新的自适应射线追踪方法来求解流体动力学模拟中点源周围的辐射转移方程。角分辨率适应于局部流体动力学分辨率，因此可用于自适应网格以及自适应光滑粒子流体动力学模拟。递归创建光线确保了实现的简单性。一旦射线被投射，则使用四叉树显著地加快了求解时间相关的辐射转移所需的多个径向积分。简化有利于一个辐射源的方法进行了简要讨论。该方法易于推广应用于加速蒙特卡罗辐射转移技术。总之，一个接近最佳使用的长特性，其实施方面和其他方法的比较。
2001-11-01 astro-ph
Multidimensional Hydrodynamical Simulations of radiative cooling SNRs-clouds interactions: an application to Starburst Environments
在这项工作中，我们有兴趣研究的副产品的SNR云的星爆（SB）系统。这些相互作用可以在物质从云到ISM的再循环中发挥重要作用，反之亦然。在目前的工作中，我们已经把我们的注意力集中在云和SN冲击波之间的相互作用在ISM的SB环境的全球影响，并进行了3-D辐射冷却流体动力学模拟与自适应YGUAZU网格代码。我们还考虑了由于来自热恒星和超新星（SNe）的大量紫外光子的存在而导致的光蒸发效应。结果表明，在辐射冷却的存在下，而不是一个有效的气体与扩散ISM混合，相互作用导致的云分裂成更小的。结果还表明，SNR云的相互作用是不太有效的产生大量的质量损失，从云的弥漫ISM比机制，如光蒸发所造成的紫外线通量从热的恒星。
2005-08-10 astro-ph
Radiative Hydrodynamic Models of Optical and Ultraviolet Emission from M Dwarf Flares
我们报告的辐射流体动力学模拟的M矮星耀斑和比较模型预测的几个耀斑的观测。通过计算M型矮大气对非热电子束的流体动力学响应模拟了耀斑。辐射回暖通过许多软X射线，极紫外线和紫外线转换也包括在内。辐射转移和统计平衡的方程处理在非LTE的许多过渡的氢，氦和钙II离子允许详细的线轮廓和连续辐射的计算。进行了两个模拟，与电子束通量对应于中等和强束加热。在这两种情况下，我们发现的动力学可以自然地分为两个阶段：一个初始的温和的阶段，其中氢和氦辐射了大部分的光束能量，和一个爆炸阶段的特点是大的流体动力学波。在初始阶段，较低的色球层物质被蒸发到大气的较高区域，导致许多谱线和连续谱显着变亮。He II Lya谱线尤其增强，成为耀斑光谱中最亮的谱线。氢的巴耳末线也变得更亮，并且显示出非常宽的线宽，与观测结果一致。我们比较了我们预测的巴耳末递减量计算的几个耀斑观测的递减量，并发现预测与观测基本一致。在爆炸阶段，凝结波和蒸发波都产生了。中度耀斑模拟预测的峰值蒸发波为130 km/s，凝结波为30 km/s。凝结波的速度与在几个过渡区线中观察到的速度相匹配。
2006-03-08 astro-ph
Hybrid Characteristics: 3D radiative transfer for parallel adaptive mesh refinement hydrodynamics
我们已经开发了一种三维辐射转移方法，专门设计用于并行自适应网格细化流体动力学代码。这种新的算法，我们称之为混合特性，引入了一种新形式的光线跟踪，既不能被归类为长，也不能被归类为短特性，但它适用于基本原则，即通过插值和并行化的高效执行，两者。混合特征线法的主要应用是辐射流体力学问题，它考虑了点辐射源的光电离和加热效应。该方法在流体力学软件包FLASH中实现。电离，加热和冷却过程的建模使用DORIC电离包。与长特征方法相比，我们发现，我们的方法计算的列密度具有同样高的精度，并产生尖锐和良好定义的阴影。我们展示了新算法在多个过密团块的光蒸发应用中的质量。我们提出了几个测试问题，证明我们的方法进行高分辨率三维辐射流体力学计算，跨越大范围的尺度的可行性。初始性能测试表明，我们的方法的光线跟踪部分需要更少的时间来执行比其他部分的计算（例如流体力学和自适应网格细化），并在并行执行中获得了很高的效率。虽然混合特征线法是为解决点源光电离问题而发展起来的，但该算法可以很容易地适用于更一般的辐射场。
2005-05-10 astro-ph
SPHRAY: A Smoothed Particle Hydrodynamics Ray Tracer for Radiative Transfer
我们介绍SPHRAY，一个光滑粒子流体动力学（SPH）射线示踪剂，旨在解决三维，时间相关的，辐射转移（RT）方程的任意密度场。SPHRAY的SPH特性使得单独的流体动力学和重力求解器的结合非常自然。SPHRAY依赖于蒙特卡罗（MC）射线追踪方案，该方案不将SPH粒子内插到网格上，而是直接通过SPH内核进行积分。给定初始条件和电离辐射源的描述，该代码将计算每个SPH粒子的非平衡电离态（HI，HII，HeI，HeII，HeIII，e）和温度（内能/熵）。辐射源可以包括点状物体、漫射复合辐射和来自计算体积外部的背景场。MC光线跟踪实现允许快速引入新的物理学，并且是并行化友好的。从计算机图形应用程序中获取的快速轴对齐边界框（AABB）测试允许加速光线跟踪组件。我们提出了SPHRAY中使用的算法，并通过执行Iliev等人最近的辐射转移比较项目中详细介绍的所有测试问题来验证代码。SPHRAY和示例SPH密度字段的Fortran 90源代码可在配套网站（www.sphray.org）上获得。
2008-02-26 astro-ph
3D hydrodynamical model atmospheres of metal-poor stars: Evidence for a low primordial Li abundance
对贫金属晕星HD 140283和HD 84937进行了真实的三维辐射流体动力学表面对流模拟。由于绝热冷却超过辐射加热的优势，遇到非常低的大气温度。因此，这些贫金属恒星中谱线的缺乏导致了比经典一维流体静力学模型大气中更陡峭的温度梯度，在经典一维流体静力学模型大气中，光学薄层的温度由辐射平衡决定。大气结构的改变引起恒星出射光谱的变化。特别是，原始Li丰度可能被高估了0.2-0.35 dex与1D模型大气。然而，我们警告说，我们的结果假设局部热力学平衡（LTE），而陡峭的温度梯度可能会倾向于例如过度电离。
1999-05-06 astro-ph
Radiative Hydrodynamic Models of the Optical and Ultraviolet Emission from Solar Flares
本文报道了中强太阳耀斑的辐射流体动力学模拟。耀斑是通过计算大气对一维封闭日冕环顶点注入的非热电子束的响应来模拟的，包括热软X射线、极紫外和紫外（XEUV）辐射的加热。辐射转移和统计平衡的方程在非LTE中处理，并解决了氢、氦和Ca II的许多跃迁，从而可以计算详细的谱线轮廓和连续发射。这项工作改进了以前的模拟，结合更现实的非热电子束模型，包括一个更严格的热XEUV加热模型。我们发现，即使在强耀斑中，XEUV回暖对加热的贡献也不到10%。模拟结果表明，日冕和过渡区的密度升高，导致在紫外线和光学区域的线和连续发射显着增加。光学连续谱的峰值增加了几个百分点，这与在太阳白光耀斑中观察到的增强一致。对于中等耀斑（~ M级），其动力学特征为耀斑加热和辐射冷却之间的近平衡的长时间温和阶段，随后是束流加热主导冷却的爆发阶段，其特征为强烈的流体动力学波。对于一个强耀斑（~ X级），温和的阶段要短得多，我们推测，甚至更强的耀斑的温和阶段可能基本上不存在。在爆炸阶段，在上色球层和过渡区形成的线的合成轮廓显示对应于~120 km/s的等离子体速度的蓝移，并且在下色球层形成的线显示~40 km/s的红移。
2005-07-13 astro-ph
Radiative Hydrodynamic Modeling of the Bastille-Day Flare (14 July, 2000): I. Numerical Simulations
1-D环路辐射流体动力学模型，结合重力分层，热传导，辐射损失，外部热输入，氦的存在下，和Braginskii粘度的影响被用来模拟基本耀斑环路。输入的物理参数取自2000年7月14日巴士底日耀斑的观测结果。目前的分析表明：（a）在足点加热的情况下获得的电子密度的最大值（4.2 × 10^{11} cm^{-3}或更大）比在顶点加热的情况下（2.5 × 10^{11} cm^{-3}）高得多。(b)在足点加热的情况下，耀斑峰值之后的平均冷却时间比顶点加热的情况下花费的时间少。(c)对于足点加热的情况，峰值顶点温度比顶点加热的情况（对于约30 MK的相同平均回路温度）显著更低（约10 MK）。这一特性使我们能够区分不同的加热位置。(d)在两种情况下（顶点和足点加热），获得的最大顶点温度T^{max}实际上与加热持续时间sigma_{t}无关，但与加热速率E_{H0}成正比。(e)对于足点和顶点加热，在环顶点处获得的最大密度n_e^{max}随着加热速率E_{H0}和加热持续时间sigma_{t}而增加。在论文II中，我们将使用这些流体动力学模拟的输出，其中涵盖了广泛的参数空间的加热速率和持续时间，作为输入的前向拟合的多环拱廊的巴士底日耀斑。关键词：太阳：耀斑--太阳：活动--太阳：日冕
2004-02-11 astro-ph
Introducing a Hybrid Method of Radiative Transfer in Smoothed Particle Hydrodynamics
提出了一种将辐射转移引入光滑粒子流体动力学（SPH）的新方法。近来，人们对SPH中的辐射转移进行了许多尝试（Stamatellos等人2005年，2005年，Mayer等人2007年，Whitehouse和Bate 2006年），但是这些方法变得越来越复杂，有些方法需要绘制光球（通常是非平凡的几何形状），以及在那里应用的额外条件（如Cai等人（2008）中的匹配大气，或如Mayer等人（2007）中的指定光球冷却）。光球的识别方法通常是对整个模拟运行时间的一个重要补充，并且通常需要额外的自由参数，这些参数的变化将影响最终结果。我们的方法不受这些问题的影响，因为光球是由算法隐式构造的，而不需要额外的自由参数。所使用的算法是目前两种辐射效应形式的协同作用：a）Stamatellos等人（2007年）提出的多方冷却形式，以及b）通量限制扩散，许多作者用于模拟光学厚区域中的辐射传输（例如Mayer等人2007年）。我们对这种方法进行了几个检验：（1）0.07太阳质量的原行星盘围绕0.5太阳质量恒星的演化（Pickett et al 2003，Mejia et al 2005，Boley et al 2006，Cai et al 2008）;（2）非旋转1太阳质量分子云的坍缩（Masunaga & Inutsuka 2000，Stamatellos等2007）;（3）静态均匀球体中温度波动的…
2008-09-26 astro-ph
Stellar Hydrodynamics in Radiative Regions
我们提出了一个辐射区域的恒星对流区域所产生的波的响应分析，这种波处理的经典问题的“过冲”提供了额外的混合相对于传统上用于恒星进化代码的治疗。对流稳定区和不稳定区之间的界面是动态的和非球形的，因此，即使在没有“穿透过冲”的情况下，非湍流物质也会被驱动运动。这些运动可以用非球形恒星脉动理论来描述，并与日震学测量的运动有关。对流的多维数值模拟显示令人困惑的功能，我们解释这个简化的物理模型。在界面处产生的重力波被消散，导致在正式对流区之外看到的缓慢环流和混合。该方法可以扩展到处理旋转和组成梯度。在恒星演化代码TYCHO中对这一描述的测试产生了渐近巨星分支（AGB）上的碳星，毕宿星团和三个年轻星团的等时线年龄与棕矮星的锂耗尽年龄一致，锂和铍的耗尽与毕宿星团和昂宿星团的观测一致，所有这些都没有调整参数。深入了解旋转和流体动力学混合过程的不同贡献可能对超新星的真实模拟和恒星演化中的其他问题具有重要意义。
2003-06-11 astro-ph
COSMOS: A Radiation-Chemo-Hydrodynamics Code for Astrophysical Problems
我们已经开发了一个新的并行辐射流体动力学代码（宇宙）牛顿和相对论天体物理问题，还包括辐射冷却，自引力，和非平衡，多物种化学。几种数值方法实现的流体动力学，包括选择内部和总的能量保存计划。使用通量限制扩散处理辐射。化学包含27个反应，包括原子氢和氦气的碰撞和辐射过程，以及分子氢链。在本文中，我们讨论的方程和测试问题进行验证我们的代码在牛顿政权的鲁棒性和准确性的结果。早期的一篇论文提出了对宇宙相对论能力的测试。
2003-03-10 astro-ph
Testing Hydrodynamic Models of LMC X-4 with UV and X-ray Spectra
我们比较了LMC X-4 X射线双星系统的流体动力学模型的预测与哈勃空间望远镜上的GHRS和STIS光谱仪的UV P Cygni线的观测。流体动力学模型确定的密度和速度场的恒星风，风压缩盘，吸积流，开普勒吸积盘，和吸积盘风。我们使用蒙特卡罗代码来确定的UV P天鹅座线的轮廓模拟的辐射转移的紫外光子，起源于恒星上，并在风中散射。预测的定性轨道变化与观测到的相似，尽管该模型未能再现强烈的轨道不对称性（观测到的吸收在phi>0.5时最强）。该模型预测日食中期的X射线光谱，几乎完全是由于康普顿散射，与一个因素4比ASCA观察到的流量少。我们讨论了如何可能需要改变模型来解释系统的光谱变异性。
2000-12-25 astro-ph
Feedback from supercritical disk accretion flows; Two-dimensional radiation-hydrodynamic simulations of stable and unstable disks with radiatively driven outflows
基于二维辐射流体动力学模拟，研究了具有辐射驱动外流的超临界盘吸积流，其质量输入率为$\dot{M}_{\rm input}$，即单位时间内从外部区域向盘提供的质量.粘度采用$α$ -处方。我们使用$α=0.5$，以及$α=0.1$用于$\dot{M}_{\rm input}\ge 3\times 10^2L_{\rm E}/c^2$和仅$α=0.5$用于$\dot{M}_{\rm input}\le 10^2L_{\rm E}/c^2$，其中$L_{\rm E}$是爱丁顿光度，$c$是光速。当质量输入速率大大超过临界速率$\dot{M}_{\rm input}>3\times 10^2 L_{\rm E}/c^2$时，准定常盘和辐射驱动外流形成。然后，盘光度以及流出的动能输出率超过爱丁顿光度。中度超临界盘，$\dot{M}_{\rm input}\sim 10-10^2 L_{\rm E}/c^2$，表现出极限环振荡。盘状光度在爱丁顿光度区上下波动，辐射驱动的外流间歇性出现。随着质量输入率的增加，时间平均的质量、动量和动能输出率以及盘的光度都增加，$α=0.5$的为$\propto \dot{M}_{\rm input}^{0.7-1.0}$，$α=0.1$的为$\propto \dot{M}_{\rm input}^{0.4-0.6}$.我们的数值模拟表明，当$\dot{M}_{…
2007-03-06 astro-ph
HCN to HCO^+ Millimeter Line Diagnostics of AGN Molecular Torus I : Radiative Transfer Modeling
我们探索毫米线诊断的模糊分子环面建模的流体动力学模拟与三维非LTE辐射转移计算。基于活动星系核周围分子环的高分辨率流体动力学模拟结果，计算了HCN和HCO^{+}两种代表性高密度示踪剂的转动谱线强度.三维辐射转移计算揭示了一个复杂的激发态的非均匀环，即使是一个空间均匀的化学结构假设。我们的研究结果表明，HCN必须比HCO^{+}更丰富，以获得高比例（$R_{HCN/HCO+}\sim 2$）在一些附近的星系中观察到。在积分强度和柱密度之间的关系中存在显著的分散性，表明HCN（1-0）和HCO^{+}（1-0）线作为高密度示踪剂可能存在缺点。阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）将揭示外部星系中亚秒差距尺度的非均匀分子环面的内部结构。利用高分辨率流体动力学模拟计算分子谱线的三维辐射转移是一种强有力的工具，可以为星系中心区的分子谱线诊断提供物理基础。
2007-08-08 astro-ph
Models of the SL9 Impacts II. Radiative-hydrodynamic Modeling of the Plume Splashback
我们使用ZEUS-3D流体动力学代码模拟了SL 9与木星碰撞的羽流“回溅”阶段。我们修改了宙斯代码，包括灰色辐射传输，我们目前的验证测试。我们把SL 9羽流物质（来自论文I）的下落质量和动量通量耦合到木星大气模型中。形成了强烈而复杂的激波结构。模型化的冲击温度与观测结果吻合良好，模型化的冲击的结构和演化占高激发分子线发射的连续光变曲线的峰值后的外观。回溅区通过径向膨胀和辐射冷却。我们的合成连续光变曲线的形态与在宽波长范围（0.9至12微米）内的观察一致。我们的弹道羽流的一个特点是在最高速度下的质量壳，我们称之为“先锋”。在较浅的轨道上喷出的先锋部分产生了一个横向冲击波阵面，它的初始膨胀解释了在较大撞击的2微米光变曲线中看到的“第三个前体”，以及早期的热甲烷排放。这种横向激波的继续传播近似地再现了McGregor等人在3-4微米处观察到的大环的半径、传播速度和质心位置。在最大光之后，前锋喷射出的靠近垂直方向的部分以高z分量速度回落，产生CO排放和在0.9微米处观察到的“耀斑”。该模型还产生了次极大值（“反弹”），其振幅和周期与观测结果一致。
2001-05-02 astro-ph
Analytical Solutions for Radiative Transfer: Implications for Giant Planet Formation by Disk Instability
巨行星形成的盘不稳定机制是基于在边缘引力不稳定的原行星盘中形成团块，如果它们要生存并收缩成为巨原行星，它们必须通过对流和辐射冷却的组合失去热能。虽然有很好的观测支持至少有一些巨行星是由盘的不稳定性形成的，但这个机制在理论上是有争议的，不同的三维辐射流体动力学代码往往会产生不同的结果。需要进行严格的代码测试才能取得进一步进展。在这里，我们提出了两个新的球坐标下的辐射转移的解析解，适合于测试所有的凸盘不稳定性计算中使用的代码。测试表明，老板代码辐射转移例程做了很好的放松，并保持分析结果的径向温度和辐射通量廓线的球形云与高或中等的光学深度，包括过渡从光学厚光学薄的地区。这些径向测试结果是独立的是否爱丁顿近似，扩散近似，或通量限制扩散近似例程。对于高度与径向距离成比例的圆盘，Boss代码在放松和保持垂直（θ）温度和辐射通量分布的分析结果方面也做得同样出色。这些测试有力地支持了形成巨行星的盘不稳定机制。
2008-12-12 astro-ph
Time--dependent analysis of spherical accretion onto black holes
结果是从一个依赖于时间的，数值研究球形吸积到黑洞，在相对论辐射流体力学的框架内。本文研究了黑洞吸积的自洽定态解在热扰动和辐射扰动下的稳定性，以及不稳定的高温模型在视界内区由吸积流本身产生的硬辐射加热下的非线性演化。在某些情况下，流体动力激波在$10^3$- $10^4$史瓦西半径附近形成，其中康普顿加热超过辐射冷却。计算使用适当设计的辐射流体动力学代码，其中辐射转移处理的PSTF矩形式主义的装置，并包含一个原始的治疗的辐射温度方程。
1996-07-05 astro-ph
Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation. I. Dissipation and the Maximum Mass of Galaxies
我们描述了一个准确的，一维的，球对称的，拉格朗日流体力学/重力代码，旨在研究辐射冷却和光电离对原星系形成的影响。该代码可以处理任意数量的流体壳层（代表重子）和无碰撞壳层（代表冷暗物质）。作为测试的代码，我们重现解析解的脉动行为的多面体和自相似崩溃的球对称，宇宙学扰动。在本文中，我们集中在辐射冷却的影响，检查坍缩扰动冷却宇宙的年龄内的能力。与一些基于数量级估计的研究相反，我们发现冷却参数本身不能解释在星系光度函数中观察到的尖锐的上限。
1994-12-09 astro-ph
Cosmological Simulations with Adaptive Smoothed Particles Hydrodynamics
我们总结的想法，导致自适应平滑粒子流体动力学（ASPH）算法，各向异性平滑和冲击跟踪。然后，我们确定了一个严重的新问题，SPH模拟与冲击和辐射冷却-假冷却-并讨论了一个可能的解决方案的基础上冲击跟踪能力的ASPH。
2001-10-01 astro-ph
Multi--dimensional Cosmological Radiative Transfer with a Variable Eddington Tensor Formalism
提出了一种基于光学薄可变爱丁顿张量（OTVET）近似的连续辐射转移数值模拟新方法。我们的方法确保了光子数和通量的精确守恒（在显式公式中），并自动从光学厚切换到光学薄制度。它与流体动力学分辨率元素的数量成N logN比例，并且与电离辐射源的数量无关（即对于任意源函数同样快速）。我们还描述了该算法的实现在柔化拉格朗日流体动力学代码（SLH）和多频方法适用于氢和氦连续不透明。我们提出了广泛的测试，我们的方法在均匀和不均匀的密度分布的单个和多个源，以及一个现实的模拟宇宙学再电离。
2001-06-15 astro-ph
Hydrodynamical simulations of the jet in the symbiotic star MWC 560 I. Structure, emission and synthetic absorption line profiles
我们进行了流体动力学模拟与无辐射冷却的射流模型的参数代表的共生系统MWC 560。对于共生系统，我们必须在高密度环境介质中进行脉冲欠密度射流的射流模拟。我们提出了我们的模拟和计算排放图，占预期的辐射过程的射流结构。此外，我们的计算提供了膨胀速度的射流弓激波，密度和温度结构的射流，和传播和演变的射流脉冲。在MWC 560中，射流轴线平行于视线，使得流出的射流气体可以被视为在下方射流源的连续体中的蓝移的可变吸收线。基于我们的模拟，我们计算和讨论合成吸收曲线。基于模型光谱和观测结果之间的详细比较，我们讨论了我们的流体动力学计算的脉冲射流在MWC 560，并建议改进未来的模式。
2004-09-03 astro-ph
Hydrodynamic Models of Line-Driven Accretion Disk Winds III: Local Ionization Equilibrium
我们提出了随时间变化的线驱动的吸积盘风的激变变量系统的数值流体动力学模型，并计算风的质量损失率和终极速度。该模型是2.5维的，包括辐射加热和冷却过程的能量平衡条件，并包括局部电离平衡线辐射力参数的时间依赖性和空间依赖性。辐射场被假定起源于光学厚的吸积盘。风离子总数是在局部电离平衡由光电离和辐射复合决定的假设下计算的，类似于光电离星云。我们发现一股稳定的风从吸积盘流出。辐射加热倾向于维持盘表面附近高密度风区的温度，而不是冷却。对于盘光度Ldisk = Lsun，白矮星质量Mwd = 0.6 Msun，白矮星半径Rwd = 0.01 Rsun，我们得到风的质量损失率为dMwind/dt = 4 E-12 Msun/yr，终极速度约为3000 km/s。这些结果证实了在我们早期的恒定电离平衡绝热CV风模式中发现的一般速度和密度结构。此外，我们在这里建立2.5维数值模型，可以扩展到类星体/活动星系核风的地方电离平衡将发挥关键作用的整体动力学。
2002-09-17 astro-ph
Minimum entropy production closure of the photo-hydrodynamic equations for radiative heat transfer
在辐射输运的二矩光流体动力学模型的框架内，我们引入了一个概念，用于确定有效的辐射输运系数的基础上最小化的局部熵产生率的辐射和物质。该方法提供了非平衡光子分布，从有效吸收系数和可变爱丁顿因子（VEF）可以计算。光子分布取决于吸收系数的频率依赖性，与通过基于熵最大化的方法获得的分布相反。计算出的平均吸收系数不仅在光学厚和薄介质的限制是正确的，但甚至提供了一个合理的插值在这些限制之间的交叉制度，特别是没有引入任何拟合参数。灰色物质和一个简单的例子，非灰色物质的两个波段的吸收光谱的方法进行说明和讨论。并与极大熵概念作了简要比较。
2008-12-17 astro-ph cond-mat.other cond-mat.stat-mech
