3-D SPH Simulations of HD and MHD Jets
本文基于光滑粒子流体动力学（Smoothed Particle Hydrodynamics）技术，对超声速辐射冷却射流在均匀和分层环境中的传播进行了全三维流体动力学和磁流体动力学模拟。
1995-10-27 astro-ph
Exact shering box solutions of MHD flows with resistivity, viscosity and cooling
具有垂直波数的磁旋转不稳定性（MRI）的轴对称不可压缩模式是圆盘（剪切盒）非线性局部运动方程的精确解。它们被称为"渠道解决方案"。在这里，我们概括了一类这些解决方案，包括能量损失，粘性和阻力的影响。在零剪切极限下，我们恢复了扭转Alfvén波是非线性方程组的精确解的结果。我们的方法允许这些解决方案的扩展到耗散制度。这些新的解决方案作为基准的模拟，包括耗散和能量损失，并校准数值粘度和电阻率在Zeus3D代码。我们量化数值耗散的各向异性，并计算其缩放与时间和空间分辨率。我们发现耗散对平均磁场有很强的依赖性，这可能会影响使用Zeus3D计算的MRI的饱和状态。它还表明，细长的网格单元一般排除各向同性耗散和柯朗时间步长小于这是常用的，应采取，以避免虚假的反扩散的磁场。
2007-09-10 astro-ph
A Cautionary Note on Cosmological Magnetic Fields
本说明涉及磁流体动力学（MHD）模型在处理宇宙学磁场时可能引起误解的概念。这并不是对MHD本身的批评，而是对它在宇宙学中应用的有效性的一个警告性评论。与几十年前相比，现在的宇宙学数据有了很大的改进，甚至更好的数据即将出现，因此有必要重新审视最初的建模假设，并批判性地研究它们在现代科学方面的缺点。具体而言，本文认为，理想的MHD是一个穷人的近似重组，因为它本身限制了进化的时间尺度，并经常被误用在现有的文献。
2007-02-28 astro-ph
The Effects of Magnetic Fields on Radiative Cooling Jets
本文综述了磁场对高密度、辐射冷却、定常和脉冲射流结构和演化的影响的最新研究结果，这些研究是借助全三维MHD模拟进行的。三个初始的磁场拓扑被认为是：（i）一个螺旋和（ii）一个纵向场，这两个渗透的射流和周围介质，和（iii）一个纯的环形场的射流。使用一组参数，这是特别适合于原恒星喷流，我们检查的内部节点和领先的工作表面的发射结构，并与一个ESTA基线和2-D MHD计算进行比较。
2001-01-15 astro-ph
MHD Models of Axisymmetric Protostellar Jets
我们提出了一系列的轴对称的时间相关的磁流体动力学（MHD）模拟的冷却，过密的射流，与年轻的恒星物体的流出的属性的动机的传播的结果。各种各样的初始场强和配置进行了探讨稳定和随时间变化（脉冲）射流。在预冲击射流束中，即使是强度B < 60微G的明显弱的磁场也可以对动力学产生显著影响，例如通过改变由冷却气体形成的薄壳的密度、宽度和碎裂。线性分析预测，轴对称捏模式的MHD开尔文-亥姆霍兹不稳定性应该只增长缓慢的高度supermagnetosonic射流研究在这里，我们没有发现他们在我们的模拟证据。我们的一些模型出现不稳定的电流驱动的箍缩模式，但由此产生的压力和密度的变化在射流束中引起的并不大，使这种机制不太可能在射流束中的发射结的来源。在脉冲射流的情况下，径向环向应力将脉冲中的冲击射流材料限制在轴上，导致与纯流体动力学模型相比脉冲中的密度更高。
2000-03-08 astro-ph
The Biermann Battery in Cosmological MHD Simulations of Population III Star Formation
我们报告的第一个自洽的三维自适应网格细化磁流体动力学模拟的人口III恒星形成，包括比尔曼电池效应的结果。我们发现，人口III恒星形成包括这种效果是定性和定量相似的流体动力学（非MHD）宇宙学模拟。我们在恒星形成晕的中心观测到了峰值磁场，峰值为10^-9 G，z约为17.55。由比尔曼电池效应产生的磁场主要是在原始晕演化的早期以低密度和大空间尺度形成的，然后通过压缩和剪切流而增长。在这个计算中看到的场从来没有大到足以成为动力学上重要的场（在任何时候都是β>= 10^{15}），应该被认为是星族III恒星形成过程中存在的最小可能场，并且可能是恒星发电机或磁旋转不稳定性在更高密度和更小空间尺度下的种子场。
2008-07-18 astro-ph
Photoelectric heating and [CII] cooling in translucent clouds: results for cloud models based on simulations of compressible MHD turbulence
光电加热被认为是冷HI云的主要加热机制。加热速率可以通过观察[CII]线发射来估计，因为这是光电效应主导加热的区域中的主要冷却剂。[CII]发射与远红外（FIR）发射的比较允许使用考虑辐射场强度的模型计算来约束光电加热的效率。最近用ISO卫星进行的[CII]观测使这项研究成为可能。在这项工作中，我们使用三维模型研究FUV吸收和FIR发射之间的相关性。在均方根音速马赫数为0.6<M<10的条件下，通过对可压缩磁流体动力学湍流的数值模拟，得到了密度分布。FIR强度与详细的辐射转移计算解决。假设[CII]线冷却等于FUV吸收乘以光电加热效率，则估算[CII]线辐射。在不同的模型中，预测的[CII]和FIR辐射之间的平均比值是非常恒定的，这意味着导出的CII值不应依赖于均方根马赫数。与半透明高纬度云的经验数据比较，得出光电加热效率的估计值为2.9 × 10^-2。这个数值证实了先前的理论预测。我们的模型表明，在所观察到的[CII]和FIR强度的大部分散射可以被理解为在湍流HI云的高度分散的密度场的结果。散射可以用超音速湍流模型再现，而亚音速湍流不能产生观察到的散射。
2003-03-23 astro-ph
Incorporating Radiative Cooling into a Cosmological Hydrodynamic Code
讨论了在有限分辨率自引力流体动力学程序中加入辐射冷却项时可能出现的不一致性。当冷却和坍缩气体云内的加热-冷却平衡在数值代码的分辨率极限附近被打破时，就会出现这种不一致。结果，流体元件的冷却时间极大地增加，导致流体元件不冷却并且因此稳定抵抗塌陷的非物理结论。一个特殊的冷却一致性条件的介绍，近似恢复加热-冷却平衡，并导致一个数值解，密切模仿的精确（无限分辨率）的解决方案。
1997-02-24 astro-ph
Modeling the interaction between ICM and relativistic plasma in cooling flows: the case of the Perseus Cluster
我们认为，在一些冷却流集群中形成所谓的无线电迷你晕的扩散同步辐射的存在可以解释由相对论电子的再加速，必要的能量由冷却流本身提供。特别是，由于MHD湍流的再加速有正确的径向依赖的参数，自然平衡的辐射损失。作为一个应用程序，我们表明，在英仙座集群的无线电小晕的主要属性（亮度剖面，总的无线电频谱和径向光谱陡峭）可以占的同步辐射从遗留的相对论电子在集群，这是有效地再加速的MHD湍流通过费米过程，由于压缩的集群磁场在冷却流区。由于在冷却流区域中存在的可观测的无线电迷你晕严重依赖于几个物理参数的组合，我们认为，在冷却流集群中发现的无线电迷你晕的稀有性是由于这样一个事实，即ICM的物理条件是中间的那些导致形成扩展的无线电晕和那些持有冷却流没有无线电晕。我们的模型的基本结果保持不变，即使冷却流停止在某处的集群的最内部区域。
2005-01-19 astro-ph
Cosmological Conductive/Cooling Fronts as Lyman Alpha Forest Clouds
我们提出了一个简单的模型的起源和演变的\lya云的基础上宇宙学的传导/冷却锋。在这个模型中，\lya出现在IGM和冷云之间的界面上，这些冷云可以被初步确定为原星系。\lya吸收体的大多数特性都是在非常有限的假设条件下再现的。其中包括HI柱密度的正确范围，云的大小和红移和HI柱密度分布的吸收体。几个预测和影响的模型进行了简要讨论。
1996-05-08 astro-ph
Particle acceleration in cooling flow clusters of galaxies: the case of Abell 2626
最近有人提出了一个理论模型，解释了在一些冷却流团中观察到的与MHD湍流引起的电子再加速有关的射电小晕的起源（Gitti，Brunetti & Setti 2002）。假设MHD湍流被冻结到热ICM的流动中，从而在冷却流动区域中被放大。在这里，我们提出了一个新的迷你晕候选人，集群A2626，并与英仙座集群中的迷你晕所获得的结果进行比较，该模型的应用。我们目前的VLA数据在330 MHz和1.5 GHz的A2626中观察到的漫射无线电发射，我们表明，它的主要属性可以解释的模型。我们发现，所需的功率为再加速的遗物电子人口的一个因素只有~ 0.7%的最大功率，可以提取的冷却流（估计的基础上的标准模型）。我们还讨论了已知的迷你晕的观测特性与主机集群，显示的无线电功率的迷你晕的冷却流的最大功率的增加。这一趋势是在模型框架内预期的。新的钱德拉和XMM-牛顿估计的$\dot{M}$对这一趋势可能产生的影响被认为是：我们的结论是，即使较早得出的冷却速率被高估，冷却流功率仍然远高于无线电功率发射的迷你晕。
2003-11-12 astro-ph
Modeling radio mini-halos in cooling flow clusters
我们已经开发了一个模型，在该模型中，从无线电迷你晕，在一些冷却流集群中观察到的扩散同步辐射，是由于相对论性电子通过费米过程的MHD湍流再加速的遗物人口。在该模型中，能量由冷却流本身提供。在这里，该模型（成功地应用于英仙座集群，A426）初步应用于可能的迷你晕候选者A2626，我们提出的VLA数据。
2002-07-05 astro-ph
Axisymmetric MHD simulations of the collapsar model for gamma-ray bursts
我们目前的结果，从轴对称，时间相关的磁流体动力学（MHD）模拟的伽马射线暴的Bronsar模型。我们开始模拟后，1.7 MSUN的25 MSUN前超新星恒星的铁核心已经崩溃，并研究随后的吸积7 MSUN氦信封上的中央黑洞形成的崩溃的铁核心。我们考虑一个球对称的祖先模型，但球对称性打破了一个小的，纬度依赖的角动量和弱径向磁场的介绍。我们的MHD模拟包括一个现实的状态方程，中微子冷却，氦的光致蜕变，和电阻加热。我们的主要结论是，在MHSAR模型中，MHD效应本身就能够发射、加速和维持强极性外流。我们还发现，外流是坡印廷通量为主，并指出，这为随后的生产重子贫火球提供了有利的初始条件。
2003-09-30 astro-ph
Formation and Disruption of Cosmological Low Mass Objects
我们研究宇宙学低质量（低维里温度）天体的演化和第一个发光天体的形成。首先，显示了低质量物体的“冷却图”。考虑到H_2的贡献，我们用一个简单的时间尺度参数来评估冷却速率，H_2通常不处于化学平衡。H_2的反应速率和冷却速率取自Galli & Palla（1998）的最新结果。利用这个冷却图，我们还估计了发光物体的形成条件，同时考虑到超新星（SN）破坏的维里化云。我们发现第一个发光物体的质量是10^7太阳质量的几倍，因为较小的物体在发光之前可能会被SNe破坏。还讨论了低质量（Ly-alpha）云的金属污染。云的金属丰度约为太阳金属丰度的1/1000。
1999-08-20 astro-ph
Cosmological Simulations with Scale-Free Initial Conditions II: Radiative Cooling
无标度初始条件下的结构增长是宇宙学模拟方法最重要的测试之一，提供了一个现实的复杂问题，其中数值结果可以与严格的解析标度律进行比较。以前对这个问题的研究包括引力动力学和绝热气体动力学，但辐射冷却，星系形成的物理学的基本要素，通常违反了自相似演化的必要条件。我们证明了对于任意给定的初始功率谱指数n [其中P（k）~k^n]，存在一族幂律冷却函数，通过保证特征质量M * 的物体的冷却时间是哈勃时间的固定分数t C，该幂律冷却函数保持自相似性。我们进行了流体动力学数值模拟与Einstein-de Sitter宇宙学，重子分数为5%，高斯初始条件，两个不同的功率谱指数，和四个值的t_C为每个指数，从没有冷却到强冷却。我们将数值模拟限制在两个维度上，以便能够探索具有足够动态范围的宽参数空间。在所有情况下，模拟是非常成功的再现解析预测的缩放的质量函数的耗散对象和气体温度分布和冷却气体的分数在崩溃的系统。虽然类似的成功与3-D模拟仍然必须证明，我们的研究结果有令人鼓舞的影响星系形成的数值研究，表明模拟与分辨率在许多目前的研究可以准确地遵循重子的崩溃和耗散到致密，寒冷的系统，恒星形成可能发生。
1998-05-07 astro-ph
On cooling flows and the Sunyaev-Zel'dovich effect
研究了星系团中冷却流对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）畸变的影响及其可能的宇宙学意义。SZ效应和星团的X射线观测一起被用来确定哈勃常数$H_{\circ}$。SZ效应的空天巡天正在计划中，以通过星团计数来限制宇宙的几何形状。我们还知道，相当一部分星系团中有冷却流，这会改变星系团内气体的压力分布。由于SZ的减量基本上取决于压力分布，重要的是要研究可能的变化，在宇宙学参数的测定中存在的冷却流。我们建立了几个有代表性的冷却流模型，并将其结果与相应的流体静力平衡气体的情况进行了比较。我们发现，冷却流会导致高估的哈勃常数。具体而言，我们发现，对于现实的模型与质量沉积（不同$\dot m$与半径）的冷却流，有$\sim 10 %$偏差的顺序在哈勃常数的估计值（从没有冷却流的气体），即使排除$ \sim 80 %$的冷却流区域的分析。我们还讨论了使用集群计数SZ观测约束其他宇宙学参数的影响，在存在冷却流的集群。
2000-05-22 astro-ph
3D HD and MHD Adaptive Mesh Refinement Simulations of the Global and Local ISM
我们已经进行了高分辨率的3D模拟与自适应网格细化，在小（<1 pc）和大（>10 kpc）尺度上的恒星形成星系的ISM演化之后，使我们能够跟踪冷却冲击压缩区域以及整个银河喷泉流的结构。在磁流体实验中发现，大尺度圆盘平行磁场不抑制后一种现象。喷泉在限制热气体的体积填充因子方面起着至关重要的作用。与经典模型相反，在100 K和8000 K之间的大多数气体是热不稳定的。在超气泡的尺度上，我们发现内部温度结构对于像我们的局部气泡这样的旧物体是相当不均匀的，导致低OVI柱密度，与观测结果一致。
2004-02-18 astro-ph
Cosmological Hydrodynamics with Multi-Species Chemistry and Nonequilibrium Ionization and Cooling
本文发展了一种求解膨胀FLRW宇宙中非平衡、自洽流体力学方程组的多组分化学反应流的方法。该方法是基于后向差分格式所需的稳定性，当求解刚性方程组，并设计为有效的三维计算，而不牺牲精度。总共解决了28个动力学反应，包括以下九个独立物种的碰撞和辐射过程：H，H+，He，He+，He++，H-，H2+，H2和e-。该方法确定这些反应（涉及H-和H2+）发生在最短的时间尺度上，将它们从网络的其余部分解耦，并在典型的宇宙动力学时间内以良好的精度施加平衡浓度。我们的代码的几个测试，包括辐射冲击波，宇宙片，守恒约束，并完全三维模拟CDM宇宙学的演变，我们比较我们的方法时，得到的结果包装常规LSODAR取代我们的算法。
1996-08-09 astro-ph
Simulating radiative astrophysical flows with the PLUTO code: A non-equilibrium, multi-species cooling function
随时间变化的冷却过程在天体物理学气态星云的演化过程中，特别是在存在辐射激波的情况下，是至关重要的。目前的工作介绍了一套必要的工具，可用于模拟辐射天体物理流动的光学薄等离子体的限制。我们的目标是提供可靠和准确的预测的发射线比和辐射冷却损失的天体物理模拟的冲击流。此外，我们讨论了数值实现方面，以方便未来的改进和实施在其他MHD数值代码。对于我们的等离子体条件，辐射冷却的最重要来源来自碰撞激发线辐射。我们发展了一个化学网络，包括29个离子物种，在非平衡条件下计算电离平衡。经过一系列的验证和测试，典型的天体物理设置在一维和二维模拟，采用本冷却模型和简化的。冷却模型对结构形态的影响可能变得重要，特别是对于发射线诊断目的。
2008-07-23 astro-ph
Turbulent Cooling Flows in Molecular Clouds
我们建议，向内，亚音速流动产生的局部耗散的分子云湍流运动。这种“湍流冷却流”可以解释最近观察到的空间延伸向内运动的致密核心。这些压力驱动的流动可能来自各种类型的湍流和耗散机制。对于MHD波和由离子中性摩擦阻尼的湍流的例子，持续的冷却流动要求外部气体足够湍流，内部气体具有边缘场中性耦合，并且这种耦合随着密度的增加而足够迅速地降低。这些条件最有可能在主要由UV光子电离的外部区域和主要由宇宙射线电离的内部区域之间的过渡处满足。如果是这样的话，湍流冷却流可以帮助形成致密的核心，其速度比双极扩散的预期速度更快。这样的运动可以减少致密核心形成所需的时间，并可以先于和增强恒星形成引力下降的运动。
1998-11-03 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
The effect of radiative cooling on X-ray emission from clusters of galaxies
在本文中，我们使用国家的最先进的N体流体动力学模拟的宇宙学体积侧100 Mpc的标准冷暗物质（SCDM）宇宙学和宇宙学与一个积极的宇宙学常数（LCDM）同时产生许多星系团。我们已经进行了相同体积的模拟，有和没有辐射冷却的影响，但在所有情况下忽略了恒星形成和反馈的影响。在辐射冷却的情况下，星系团在X射线中的亮度平均比没有冷却的情况下模拟的相同星系团低五倍。强调了中央星系质量在确定X射线亮度方面的重要性。
1999-12-01 astro-ph
Compressible MHD Turbulence: Implications for Molecular Cloud and Star Formation
本文综述了近年来星际介质和分子云中MHD湍流的数值模拟和相关模型的研究结果。我们讨论了湍流对云的形成和演化过程的影响，以及云的物理性质的确定。到目前为止，湍流ISM的数值模拟包括磁场、自引力、参数化加热和冷却、模拟恒星形成和其他湍流输入。形成的结构再现良好观察到的速度-尺寸标度特性，同时预测不存在一般的密度-尺寸标度律。总结了湍流压缩形成引力束缚结构的判据。对于具有状态方程$P\propto ρ^γ$的流动，密度场的统计依赖于指数$γ$。数值模拟的强制和衰减MHD可压缩湍流表明，衰减率是可比的非磁性的情况下。对于维里化云，湍流衰减时间比重力自由落体时间短，因此只有通过持续的湍流输入和/或强平均磁场才能防止云的大规模坍缩。最后，展望在这一领域的未来工作进行了简要的讨论。
1999-03-03 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations I. A model for chemical enrichment
我们讨论了一个模型来处理化学富集SNII和SNIa爆炸模拟宇宙学结构的形成。我们的模型包括金属依赖的辐射冷却和恒星形成致密的塌陷气体团。金属返回到弥漫的星际介质的恒星粒子使用本地SPH平滑内核。由于SNII和SNIa祖星的产率和寿命不同，在我们的治疗中出现了各种化学丰度模式的富集气体。在SNII化学品生产的情况下，我们采用金属依赖的产量。由于冷却速率对金属丰度的敏感依赖性，原则上，星系晕中金属的富集可以显着改变随后的气体注入和恒星成分的形成。事实上，在孤立星系的模拟中，我们发现，与原始冷却功能的模拟相比，金属依赖冷却的一致处理在中心区域之外产生了25%的恒星。然而，在高度富集的中心区域，重子的演化不受金属冷却的影响，因为这里的气体总是足够密集以冷却。在宇宙学模拟中也发现了类似的情况，因为我们没有考虑强反馈过程，这种过程可以将金属传播到很远的地方，并将它们混合到未富集的扩散气体中。我们证明了这一点明确的测试模拟，采用超太阳冷却功能，导致恒星质量和金属分布的巨大变化。我们还发现，金属丰度对星系恒星形成历史的影响可能取决于它们特定的演化历史。因此，我们的研究结果强调反馈过程的重要性，解释宇宙金属富集。
2006-07-10 astro-ph
Successful Coronal Heating and Solar Wind Acceleration by MHD Waves by Numerical Simulations from Photosphere to 0.3AU
通过一维、含时、非线性磁流体动力学模拟，考虑辐射冷却和热传导，我们发现日冕加热和冕洞内快速太阳风的加速是光球层磁场足点起伏的自然结果。我们施加低频（<0.05Hz）横向光球运动，对应于颗粒化，速度<dv>= 0.7km/s。尽管色球层中的反射衰减，所产生的出射阿尔芬波的足够的能量传输到电晕加热和加速的等离子体的非线性耗散。我们的结果清楚地表明，初始冷（10^4K）和静止的大气被自然加热到10^6K，并加速到800 km/s，并解释了最近的SOHO观测和行星际闪烁测量。
2006-05-22 astro-ph
Group Scaling Relations From a Cosmological Hydrodynamic Simulation: No Pre-heating Required?
我们调查的X射线与光学标度关系的穷人集团的小集群（西格玛~100-700公里/秒）中确定的宇宙流体动力学模拟的Lambda CDM宇宙，冷却和恒星形成，但没有预热。我们发现，X射线光度、X射线温度和速度色散之间的标度关系与简单流体静力平衡模型或无冷却模拟所预测的关系有很大的偏离，具有更陡的LX-sigma和LX-TX斜率，并在200 km/s（~0.3 keV）处出现“突变”。这些偏离出现，因为热（X射线发射）气体分数变化与晕质量在这个制度。我们的预测与观测大致相符。因此，辐射冷却是一个关键的物理过程，在星系群建模，并可能提出一个替代特设模型，如预热或熵地板解释X射线组标度关系。
2001-09-21 astro-ph
Spin, Accretion and the Cosmological Growth of Supermassive Black Holes
如果超大质量黑洞（SMBH）是类星体和活动星系核的能量来源，那么类星体SDSS 1148+5251，具有最高红移（z_QSO=6.43）的类星体，拥有一个在大爆炸后0.9 Gyr内形成的超大质量黑洞。这一要求限制了SMBH的宇宙学形成，SMBH被认为是通过吸积和合并的组合从较小的初始种子中生长出来的。我们专注于气体吸积到种子产生的崩溃的Pop III星在高红移。我们将最近的相对论，磁流体动力学模拟盘吸积到克尔黑洞跟踪耦合演化的质量和自旋的孔。由于合并，我们允许一个典型种子的质量额外放大~10^4，这与最近的蒙特卡罗模拟对包含黑洞种子的冷暗物质晕的分层合并的模拟一致。我们发现，在z_QSO = 6.43的条件下，Pop III黑洞种子生长到~10^9 M_sun时，比标准薄盘更有利于MHD吸积盘。MHD盘倾向于将空穴驱动到次最大平衡自旋速率a/M ~ 0.95和辐射效率λ_M ~ 0.2，而标准薄盘将它们驱动到最大自旋（a/M = 1）和效率（λ_M = 0.42）。这种效率上的微小差异导致了在爱丁顿极限下通过吸积进行的质量放大的巨大差异。MHD平衡效率与观测到的类星体加活动星系核光度密度与局部SMBH质量密度的比值一致。我们的原型分析的目的是刺激纳入相对论恒星坍缩和MHD吸积模拟的结果在未来的蒙特卡罗模拟的层次结构的形成，以更好地确定宇宙学的作用SMBHs和他们的质量和自旋分布。
2004-11-05 astro-ph gr-qc
The cooling flow cluster Abell 2626 and the associated radio emission
我们目前的VLA数据在330 MHz和1.5 GHz的无线电发射中观察到的冷却流集群A2626。通过在不同分辨率下生成图像，我们发现射电源由不同的组成部分组成：一个未解决的核心加上一个喷流状特征，两个细长的平行特征，以及一个扩展的漫射发射（无线电迷你晕）。低分辨率的图像使我们能够获得形态和光谱信息的扩散发射：无线电迷你晕扩展的规模相当于冷却流区域，其特征在于无定形形态，缺乏极化通量和非常陡峭的频谱，从中心的距离变陡。然后，我们应用到这个新的迷你晕源的冷却流中的粒子再加速模型（Gitti，Brunetti和Setti 2002）。特别是，我们发现，它的主要无线电特性（亮度剖面，综合无线电频谱和径向光谱陡峭）可以占的同步辐射从遗留的相对论电子在集群，这是有效地再加速的MHD湍流放大的集群磁场的压缩在冷却流区。
2004-05-14 astro-ph
Viscosity in cosmological simulations of clusters of galaxies
团簇内介质的物理学，特别是热导率和粘度的值在很大程度上是未知的，并且受到持续争论。在这里，我们使用三维宇宙学模拟的结构形成研究的热状态的集群内介质的粘度的影响。它示出的粘度，只要它不是太远，从未磁化的斯皮策值，有一个显着的影响集群配置文件。特别是，它有助于加热团簇的冷核。在我们的模拟中，最大质量的星系团的中心冷却时间增加了一个数量级以上。在大型星系团中，粘性加热可能有助于建立熵底，防止冷却灾难。
2005-12-06 astro-ph
Cosmological Simulations of X-ray Clusters: The Quest for Higher Resolution and Essential Physics
我回顾宇宙学模拟的X射线集群。模拟的分辨率显著提高，辐射冷却、恒星形成反馈和化学富集对ICM的影响也在模拟之中。非辐射X射线团簇的结构和演化现在已经得到很好的表征。这些模型不能再现所观察到的L_x-T关系，这意味着需要额外的物理。增加辐射冷却的模拟会产生太多的冷气体和不合理的高X射线亮度。包括恒星形成和反馈的模拟似乎更有希望，但需要进一步完善。在这方面，新的意见应有所帮助。
2004-03-02 astro-ph
CosmoMHD: A Cosmological Magnetohydrodynamics Code
在这个精确宇宙学的时代，需要对宇宙重子的演化有一个详细的物理理解。宇宙磁场，虽然仍然知之甚少，但可能代表了影响重子动力学的全球宇宙能量流的重要组成部分。我们已经开发了一个基于欧拉的宇宙磁流体动力学程序（CosmoMHD）与现代的冲击捕获计划，以研究宇宙结构的形成和演化的存在下的磁场。该程序求解了理想MHD方程、多组分非平衡速率方程、无碰撞粒子动力学的Vlasov方程、引力势场的Poisson方程和星系际电离辐射场的演化方程。此外，还实施了详细的恒星形成处方和反馈过程。采用高分辨率有限体积法和有限差分法求解磁流体动力学问题。通过约束输运方法，磁场的无发散条件被保持在计算机循环误差的水平。我们还实现了一种高分辨率的方法，通过双方程配方精确跟踪热能在非常高的马赫数或高阿尔芬-马赫数区域。几个数值试验证明了所提出的计划的有效性。
2006-11-28 astro-ph
Response of dark matter halos to condensation of baryons: cosmological simulations and improved adiabatic contraction model
暗物质晕中心气体的冷却预计将导致更集中的暗物质分布。暗物质对重子凝聚的响应通常采用绝热收缩模型来计算，该模型假定了球对称和圆轨道。相比之下，在等级结构的形成方案中的晕生长通过多个暴力合并和吸积沿细丝，和粒子轨道的晕是高度偏心的。我们使用高分辨率的宇宙学模拟，其中包括气体动力学，辐射冷却，和恒星形成的气体冷却的晕的内部区域的影响。我们发现，气体的耗散确实增加了暗物质的密度和陡峭的径向轮廓在晕的内部区域相比，没有冷却的情况下。我们首次在宇宙学模拟中检验了绝热收缩模型，发现标准模型系统地高估了维里半径内5%区域的暗物质密度的增加。我们表明，该模型可以通过一个简单的修改的假设不变量从M（r）r M（r_av）r，其中r和r_av是当前和轨道平均粒子的位置。这种修改大约占粒子的轨道偏心率，并再现模拟轮廓在10- 20%。我们提出的解析拟合函数，准确地描述了在修改后的模型中的暗物质配置文件的转换，并可用于解释观测。
2004-12-15 astro-ph
The Properties of the Hot Gas in Galaxy Groups and Clusters from 1-D Hydrodynamical Simulations -- I. Cosmological Infall Models
本文报道了星系团中气体演化的一维流体动力学模拟结果。我们已经纳入了许多早期的1-D治疗失踪的影响：改进建模的暗物质和星系分布，宇宙学现实的集群潜力的演变，和多相冷却流的影响。该模型利用一个相当标准的1-D拉格朗日流体动力学代码来计算集群内气体的演变。这与暗物质密度扰动增长的理论模型相结合。这种处理相对于3-D代码的主要优点是：（1）在冷却流区域内提高了空间分辨率;（2）执行时间快得多，允许更充分地探索参数空间;（3）包括额外的物理。在本文中，我们探讨了发展的下落模型-其中气体放松到一个深化的势阱-涵盖了广泛的集群质量尺度。我们发现，这种简单的模型再现了许多观察到的集群的全局属性。非常强的冷却流发展在这些1-D集群模型。在实践中，主要合并的破坏可能会降低大多数集群的冷却速度。这些模型高估了低质量系统中的气体比例，表明需要额外的物理过程，如预热或星系风，这在小质量尺度上变得重要。
1997-04-08 astro-ph
The Effect of Heating and Cooling on Scaling Laws of X-Ray Clusters
我们提出的结果，包括加热和冷却的宇宙学模拟的$Λ$ CDM宇宙学，并证明其对星系团的标度律的影响。当包括辐射冷却时，标度关系与观测结果吻合得很好，但冷却气体的分数是观测所允许的上限。相反，预热模型具有更真实的冷却分数，但标度关系不太好地产生。
2001-09-28 astro-ph
Black Hole Accretion in Low States: Electron Heating
吸积流中的等离子体被磁旋转不稳定性产生的MHD湍流加热。驱动吸积的粘性应力与湍流耗散的微观过程密切相关。我们表明，在一些观察良好的黑洞吸积系统，有令人信服的观测证据表明，有效的电子加热湍流或集体等离子体效应在低吸积状态，当库仑碰撞是不够有效的，以建立一个热平衡之间的电子和离子在小半径。然而，通过库仑碰撞，带电粒子与它们的种类达到热平衡的速度比与其他粒子快得多，预计会出现双温吸积流。我们考虑一个开普勒吸积流的质量吸积率恒定的伪牛顿引力势，并考虑到韧致辐射，同步加速器，逆康普顿冷却过程。临界质量吸积率，低于该温度的解决方案可能存在，是由冷却过程和电子和离子之间的碰撞能量交换，并有非常弱的依赖于碰撞加热的电子湍流，这变得更加重要，在较低的吸积率。在对这些系统的定量研究中，MHD湍流对电子的无碰撞加热不能再忽略。
2007-07-03 astro-ph
Chemical evolution of galaxies. I. A composition-dependent SPH model for chemical evolution and cooling
我们描述了一个SPH模型的化学富集和辐射冷却的结构形成的宇宙学模拟。该模型包括：（一）通过概率方法从恒星延迟恢复气体，该方法旨在减少统计噪声，从而能够研究具有中等数量粒子的物体的内部化学结构; ii）金属生产完全依赖于恒星粒子的详细化学成分，首次在SPH代码中使用，将每个核合成产物与其来源联系起来的Qij矩阵形式;以及iii）辐射冷却完全依赖于气体粒子的详细化学成分，通过使用新的金属性参数zeta（T）的快速算法实现，该参数给出了每个元素在总冷却函数上的权重。从这个SPH化学模型的分辨率效果和获得的结果进行了测试，通过比较其预测在不同的问题与已知的理论解。我们还提出了一些初步的结果，发现在自洽宇宙学模拟的椭圆星系的化学性质。这样的模拟表明，上述zeta冷却方法是重要的，以防止高估的金属性依赖的冷却速率，而Qij形式主义是重要的，以防止显着低估的[α/Fe]比在模拟的类星系物体。
2008-04-23 astro-ph
Cosmological Formation of Low-Mass Objects
我们研究了质量与宇宙学的金斯质量（10^5太阳质量）相当的束缚天体的早期形成。我们遵循孤立的球对称密度峰的增长从线性微扰制度。初始参数对应于冷暗物质宇宙学中不同宽度和高度的密度峰值。我们使用一个一维的球形拉格朗日流体动力学代码遵循的气体的动力学，热，和非平衡化学演化。该系统包括一个无碰撞的暗物质组分和一个重子组分，重子组分由H、H^-、H^+、He、He^+、He^{++}、H_2、H_2^+和e^-九种物质组成。计算中包括了这些物质之间的所有相关化学反应及其冷却机制。我们发现，只有在气体已经维里化并成为束缚物体的一部分之后，H_2的辐射冷却才影响气体的坍缩动力学。因此，辐射冷却不太可能在红移z>10时触发微扰的初始坍缩。然而，重子质量远低于线性理论金斯质量（<10^3太阳质量）的天体会因为暗物质穿过壳层而坍缩。这样的天体可能是星系际介质中高质量恒星原始种群的祖先。
1995-07-27 astro-ph
The origin of molecular hydrogen emission in cooling-flow filaments
在许多星系团的冷却流中发现的光学细丝由低密度（$\sim 10^3 \pcc$）冷（$\sim 10^3$ K）气体组成，周围环绕着大量的宇宙射线和磁场能量。与暴露于电离辐射的银河系分子云（如猎户座复合体）相比，它们的光谱显示出非常强的低电离和分子发射线。以前的研究表明，光谱不能产生O-星光电离。在这里，我们计算的物理条件下，尘埃气体是很好地屏蔽电离光子的外部来源，并由宇宙射线或耗散MHD波激励。强分子氢线，与观察到的类似的相对强度，产生。由微观物理学引入的选择效应产生了\htwo线上能级能量和粒子数温度之间的相关性。这些选择效应允许纯碰撞气体产生\htwo发射，其伪装成星光泵浦的\htwo，但强度要强得多。这种物理学可以应用于气体密度或加热速率范围很广的任何环境。
2008-02-18 astro-ph
Magnetic Field Effects on the Structure and Evolution of Overdense Radiatively Cooling Jets
我们研究了磁场对过密、辐射冷却、超磁声射流的传播动力学和形态的影响。对主要适用于原恒星喷流的一组参数（喷流与周围介质的密度比为3-10，周围介质的马赫数~ 24）进行了评价，并将这些模拟结果与基本的非磁性和绝热计算结果进行了比较。我们发现，放大后的压缩和重新定向在非平行冲击在工作表面，携带向后的磁场与冲击气体进入茧提高射流准直相对于纯流体动力学（HD）系统。MHD K-H反射箍缩模式产生低振幅、大致等间隔的内部冲击（HD系统中不存在）。纵向场的几何形状也激发非轴对称的螺旋模式，导致一些光束摆动。这些模式的强度和数量，但是，减少（约两倍）的辐射冷却相对于绝热情况下的存在。此外，射流和周围介质之间的大密度比也减少了内激波的数量。因此，感应的内部冲击的微弱性使得人们怀疑磁箍缩本身是否能产生在过密的、辐射冷却的原恒星喷流中观察到的亮结。
1998-08-19 astro-ph
The White Dwarf Cooling Sequence of NGC6397
我们提出的结果，深哈勃太空望远镜（HST）曝光附近的球状星团NGC 6397，集中注意力在集群的白矮星冷却序列。这个序列的深度超过5个星等，在F814 W =27.6等处有一个明显的截止。我们证明，使用人工恒星测试和背景星系的可探测性在较暗的幅度，截断是真实的，并代表截断的白矮星光度函数在这个集群。我们进行了详细的比较冷却模型和观测到的分布的白矮星的颜色和大小，考虑到距离的不确定性，消光，白矮星质量，祖寿命，双星和冷却模型的不确定性。在对这些变量进行边缘化后，我们得到了μ_0 = 12.02 \pm 0.06和T_c = 11.47 \pm 0.47 Gyr的聚类距离模量和年龄值（95%置信限）。我们推断的距离和白矮星的初始-最终质量关系与其他独立的测定结果吻合良好，星团年龄与先前使用主序关闭方法进行的测定结果一致，但更精确。特别是，在目前接受的ΛCDM宇宙学模型的背景下，这个年龄将NGC 6397的形成置于红移z=3，在宇宙学恒星形成率接近峰值的时候。
2007-02-20 astro-ph
Oscillations of MHD shock waves on the surfaces of T Tauri stars
这项工作将物质减速的磁流体动力学辐射冲击波在表面的恒星。这个问题与经典的金牛座T星有关，在那里，下落的物质沿着恒星的磁场流动，并在光球层的致密层中停止。目前工作的一个重要的新方面是，磁场相对于恒星表面的法线具有任意角度。我们考虑的极限是，在恒星表面的磁场不是很强，在这个意义上说，流入是超阿尔夫文尼克。在此极限下，等离子体的初始减速和加热（在冷却区的入口处）发生在快速磁流体动力学冲击波中。为了计算辐射损失的强度，我们使用“实数”和“幂律”辐射函数。我们确定的稳定性/不稳定性的辐射冲击波作为一个函数的参数的传入流：速度，强度的磁场，和它的倾角的表面的恒星。在一些模拟运行与“真正的”辐射功能，我们发现一个简单的标准稳定的辐射冲击波。对于宽范围的参数，冲击波的振荡周期为0.02-0.2秒的量级。
2008-03-13 astro-ph
Effects of Cooling on the Propagation of Magnetized Jets
我们提出了适合年轻恒星物体的磁化辐射射流的多维模拟。磁化喷流受到碰撞激发的辐射损失尚未得到广泛的审查。这封信的目的是阐明的传播动力学的辐射磁流体射流在广泛的射流文献的背景下。最重要的是，我们寻找形态学和运动学的诊断，可以区分流体动力原恒星射流从他们的磁占主导地位的堂兄弟。我们的模拟是轴对称的（2.5维）。使用环形B_phi场几何结构。我们的模型具有较高的音速马赫数（Ms约为10），但具有较低的快模态马赫数（Mf约为5）。对于通过盘风或X风模型形成的喷流，情况大致如此--目前，这是发射和校准YSO喷流的共识选择。随时间变化的辐射损失包括通过日冕冷却曲线。我们的研究结果表明，强磁化辐射射流的形态和传播特性可以显着不同的射流与弱场。特别是通过激波后环向应力形成鼻锥，导致弓形激波变窄，弓形激波速度提高。此外，环向应力在射流束中产生强烈的激波，与辐射流体射流中相对未扰动的束形成约束。我们的模拟结果表明，由磁张力产生的箍缩模可以强烈地影响磁化原恒星喷流。
1997-11-21 astro-ph
How big were the first cosmological objects?
我们计算了维里温度从100 K到10^5 K的晕在恒定密度下的冷却时间，这些晕起源于三种不同宇宙学中CDM功率谱的3 σ波动。我们的目的是确定第一个可以冷却到低温的物体，但不是跟踪它们的动力学演化。我们确定了两代晕：那些具有低维里温度，Tvir < 9000 K，基本上保持中性，和那些具有较大的维里温度，成为电离。温度较低、质量较低的晕是第一个冷却到维里温度的75%的。第一个天体的精确温度和质量取决于分子氢（H2）冷却函数和宇宙学模型。质量较高的晕会在稍后坍缩，但在这个范例中，一旦它们这样做了，首先通过电子跃迁，然后通过分子冷却，就会更有效地冷却：事实上，一旦晕冷却到9000 K以下，更大的残余电离导致增强的H2产生，因此在低温下比低质量晕具有更高的冷却速率，所以在我们的恒定密度模型中，前者是第一个冷却到真正低温的。我们讨论了可能的意义，这一结果的背景下，CDM模型中，在小尺度上的初始波动谱的浅斜率导致了广泛的晕群众（不同的超密度）崩溃在一个小的红移间隔。这个"串扰“非常重要，以至于在这些时期可能形成的大质量恒星的生命周期中，高质量和低质量的晕都崩溃了。因此，需要进一步研究以确定哪一代晕在早期结构形成中发挥主导作用。
2001-11-09 astro-ph
Formation of Magnetically Supported Disks During Hard-to-Soft Transition in Black Hole Accretion Flows
在假设韧致辐射冷却的条件下，对光学薄热黑洞吸积流中的冷却不稳定性进行了三维整体电阻磁流体动力学（MHD）模拟。用伪牛顿势模拟了广义相对论效应。当吸积盘的密度变得足够大时，冷却不稳定性增长。我们发现，随着不稳定性的增长，吸积流的变化从光学薄，热，气体压力支持的状态（低/硬状态）到冷却器，磁支持，准稳态。在这种转变过程中，磁压力超过气体压力，因为磁盘在垂直方向上收缩，几乎保持了环形磁通量。由于磁压力抑制了磁盘的进一步垂直收缩，冷磁盘保持在光学薄，光谱硬的状态。在磁支撑盘中，加热速率与辐射冷却速率平衡。磁支撑盘存在的时间尺度比热时间尺度长得多，与吸积时间尺度相当。我们研究了磁支撑磁盘的稳定性分析，假设环形磁通量是保守的，并发现它的热和长期稳定。我们的研究结果可以解释为什么黑洞候选者保持在发光，X射线硬状态，即使他们的光度超过阈值的开始冷却不稳定性。
2005-11-10 astro-ph
Thermal conduction in cosmological SPH simulations
星系团内介质的热传导被认为是一种可能的加热机制，可以抵消星系团中丰富星系团的中心冷却损失。在这项研究中，我们引入了一个新的形式主义模型传导在扩散电离等离子体中使用平滑粒子流体动力学（SPH），我们实现了它在并行TreePM/SPH代码GADGET-2。我们只考虑各向同性传导，并假设磁抑制可以描述在一个有效的电导率，作为一个固定的分数的温度依赖的斯皮策率。我们还考虑了低密度气体的饱和效应。我们的配方显然保存热能，即使是个人和自适应的时间步长，并在小尺度温度噪声的存在下是稳定的。这使我们能够发展的热扩散方程与显式的时间积分方案以及普通的流体力学。我们使用一系列简单的测试问题来证明我们的方法的鲁棒性和准确性。然后，我们将我们的代码球对称实现集群，流体静力学平衡和传导和辐射冷却之间的局部平衡的假设下构建。虽然我们确认，传导可以有效地抑制冷却流在这些孤立系的一段时间，我们没有发现一个类似的强大的效果，在第一组集群形成的自洽宇宙学模拟。然而，它们的温度分布会因传导而显著改变，X射线光度也是如此。
2004-06-17 astro-ph
Placing stars within cosmological simulations
我调查的过程中转换成恒星的气体在一个标准的宇宙模型的框架。通过检查一组对象生长在一个组合的N-体加平滑粒子流体动力学模拟与那些在类似的模型中获得的一些冷，致密的气体被替换为无碰撞的“星”粒子我表明，它是可能的，使这种替代不影响随后的气体冷却速率。即使是最基本的恒星形成标准，孤立物体的质量也几乎与非恒星形成过程中相同物体内发现的冷而致密的气体质量相同。没有证据支持将气体转化为恒星可能会影响模拟中获得的冷气体量，从而减缓恒星已经形成的物体的冷却速度。在实践中，因为冷气体可以被冲击重新加热，但无论发生什么，恒星仍然是这样，在恒星形成过程中发现的最大物体的质量通常高于标准运行中的质量。最后，我证明了一个很好的匹配所观察到的恒星形成率，甚至可以实现一个非常基本的恒星形成处方。
1998-03-11 astro-ph
Effects of cooling and star formation on the baryon fractions in clusters
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的9个集群，解决形成的星系团星系的星系团中的重子分数的耗散的影响。每个集群的模拟与激波捕捉欧拉自适应网格细化N体+气体动力学ART代码进行和没有辐射冷却。我们表明，耗散和相关的星系形成增加的半径为维里半径大的总重子分数。这种效应在团核中最强，在冷却的模拟中重子分数大于普适值，而在绝热模拟中重子分数小于普适值。在较大的半径（r >~ r_500），在有冷却的模拟中，重子的累积分数接近普适值，而在绝热模拟中，重子的累积分数低于普适值。与绝热运行相比，在r<0.3r_vir的情况下，耗散模拟中的气体分数减少了~20-40%，在更大的半径下减少了~10%，因为一部分气体转化为恒星。有迹象表明，随着团簇质量的增加，不同半径范围内的气体比例增加，即f_gas ~ M_vir^0.2。我们发现，在绝热模拟和冷却模拟中，维里半径内的重子总分数不随时间演化。最后，为了评估宇宙学模拟中重子分数的系统不确定性，我们提出了一个比较气体分数在我们的绝热模拟重新模拟相同的对象与熵守恒SPH代码小工具。在r/r_vir>0.2时，两组模拟中的累积气体分数分布平均一致<~3%，但在小半径处系统地相差高达10%。
2005-05-26 astro-ph
Dynamo effects in magnetized ideal-plasma cosmologies
利用理想磁流体动力学（MHD）方程，研究了在均匀磁场存在下各向异性宇宙模型中宇宙学扰动的激发。在这种情况下，控制磁化宇宙学扰动演化的偏微分方程组可以解析求解。我们的结果验证了快磁声模式传播的磁场，激发。但是，最重要的是，在后期，磁感应对比度增长，导致环境磁场的增强。由于重力不稳定性，在等离子体流体内形成的冷凝特别有利于该过程。
2007-12-27 astro-ph
Solving the Cooling Flow Problem of Galaxy Clusters by Dark Matter Neutralino Annihilation
最近的X射线观测表明，即使理论上预测，如果没有额外的热源，在星系团中也不存在团内气体的强冷却流。我表明，相对论粒子产生的暗物质中性伴子湮灭在集群核心提供了一个足够的热源，以抑制冷却流，在合理的天体物理环境下，包括绝热增长的中心密度分布，与适当的粒子物理参数的暗物质中性伴子。与活动星系核等其他天体物理热源相比，这一过程是开启后在宇宙学时间尺度上的稳定反馈。
2004-03-26 astro-ph hep-ph
