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
Numerical Simulations of the Lyman-alpha forest - A comparison of Gadget-2 and Enzo
我们比较模拟的莱曼α森林进行两种不同的流体动力学代码，小工具-2和恩佐。在相同的初始条件下运行的模拟的暗物质功率谱的比较表明，在莱曼α森林的定量研究相关的尺度上的差异为1-3%。这允许对两个代码的流体动力学部分的不同实现的效果进行有意义的比较。在两个代码中使用相同的冷却和加热算法，温度和密度概率分布函数的差异为10%的量级。这些差异主要归因于分辨率的轻微不匹配。差异小于或等于盒子大小和分辨率对这些统计量的影响。一旦考虑到分辨率效应，通量功率谱的差异--最广泛用于估计物质功率谱和莱曼α森林数据的宇宙学参数的统计数据--约为5%。这再次小于或等于boxsize和resolution的影响。因此，数值不确定性，由于一个特定的实施方案，解决流体动力学或重力方程似乎只有适度的误差预算，从数值模拟的通量功率谱的估计。我们进一步发现，恩佐模拟运行与自适应网格细化的通量功率谱的差异也是为了5%或更小。后者所需的CPU时间减少了10倍，使得CPU时间要求类似于为Lyman-alpha森林模拟优化的Gadget-2版本。
2006-10-10 astro-ph
Cosmological MHD simulation of a cooling flow cluster
对星系团内介质（ICM）磁场的各种观测（大多数时间仅限于星系团核心）都指向几个microG量级的磁场强度（来自射电遗迹和射电晕的同步辐射、X射线中的逆康普顿辐射和偏振背景源的法拉第旋转测量）。星系团磁场的起源和空间结构仍有争议。特别是，磁场的径向轮廓，从核心的集群到他们的外围，是非常重要的宇宙射线在宇宙网络中的传播。在这封信中，我们强调冷却过程的重要性，在放大磁场的核心星系团高达一个数量级以上的典型放大获得的纯绝热演化。我们使用AMR程序RAMSES中新开发的MHD求解器对一个3 keV的星系团进行了“变焦”宇宙学模拟，包括暗物质和气体动力学、原子冷却、紫外加热和恒星形成。磁场放大主要通过引力收缩进行。湍流引起的剪切运动在星系团的外围提供了额外的放大，而合并期间的磁重联会导致核心中的磁场消散。冷却过程对团簇的磁场结构有很大的影响。首先，由于中心气体密度的急剧上升，与非辐射运行相比，引力放大被显著放大。第二，由于冷却过程，剪切运动在核心比在绝热情况下强得多，导致额外的场放大和没有显着的磁重联。
2008-03-31 astro-ph
Tree-Particle-Mesh: an adaptive, efficient, and parallel code for collisionless cosmological simulation
本文提出了一种改进的模拟无碰撞宇宙动力学的N体程序。TPM（Tree-Particle-Mesh）将大尺度上的PM方法与树代码相结合，以处理小间距处的粒子-粒子相互作用。在计算了全球PM力之后，定位了给定密度对比度以上的空间上不同的区域;树代码以更高的空间和时间分辨率计算了这些密度更高的物体内部的引力相互作用。新的实现包括树内的单个粒子时间步长，改进的树上的潮汐力处理，更高的力分辨率和时间步长选择的新标准，以及大树的并行处理。TPM与P^3M和树码（GADGET）进行了比较，发现TPM在显著更短的时间内给出了等效的结果。该实现是高度可移植的（需要Fortran编译器和MPI），并在并行机上高效。源代码可以在http://astro.princeton.edu/~bode/TPM/上找到
2003-02-04 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
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
Two-Body Relaxation in Cosmological Simulations
这在逻辑上是可能的，早期的两体松弛在宇宙学集群的模拟影响大质量集群的最终结构。同时提高质量和空间分辨率的会聚研究不能消除这种可能性。我们测试的重要性，在宇宙学模拟中，有两种粒子的模拟两体弛豫。研究了两种质量比sqrt（2）：1和4：1的情况。分别使用公开可用的代码GADGET和MLAPM，使用空间固定的软化长度和自适应软化来运行模拟。两体弛豫效应在晕的密度分布和晕的质量函数中都有体现。固定软化长度的效果更明显，但即使在这种情况下，他们是不是那么大，以表明与一个质量物种得到的结果显着影响两体松弛。使用自适应软化的模拟受两体松弛的影响较小，并且在最大的晕中产生略高的中心密度。它们的运行速度比使用固定软化长度的模拟快约三倍。
2002-02-07 astro-ph
Hydrodynamical Adaptive Mesh Refinement Simulations of Disk Galaxies
到目前为止，完全宇宙学流体动力盘模拟到红移为零只进行了基于粒子的代码，如GADGET，汽油，或GCD+。鉴于光滑粒子流体动力学（SPH）的传统实现（假定）的局限性，或者至少，它们各自的特质，重要的是探索SPH范式的补充方法来星系形成。我们提出了第一个高分辨率的宇宙盘模拟红移零使用自适应网格细化（AMR）为基础的流体动力学代码，在这种情况下，RAMSES。我们分析了模拟恒星盘的垂直加热，速度椭球，恒星星族，垂直和径向丰度梯度（气体和恒星），组装/陷落的历史，翘曲/lopsideness，磁盘边缘/截断（气体和恒星），ISM物理实现的时间和空间演化，并比较和对比这些属性与我们的样本的宇宙SPH磁盘，GCD+产生。这些初步结果是我们长期银河考古模拟计划中的第一个。
2008-08-30 astro-ph
MLAPM - a C code for cosmological simulations
我们提出了一个用C语言编写的计算机代码，旨在模拟无碰撞物质的结构形成。该代码是纯粹基于网格的，并使用递归细化笛卡尔网格来解决泊松方程的潜力，而不是从格林函数获得的潜力。细化可以具有任意形状，并且在实践中紧密遵循演化的密度场的复杂形态。时间步长随着每次连续的细化而缩短两倍。有人认为，一个适当的软化长度的选择是非常重要的，软化应该在所有点的局部颗粒间分离的适当倍数。与树和P3 M代码不同，多重网格代码自动满足这一要求。我们表明，在宇宙学模拟的早期和低密度，软化需要显着小于相对于粒子间的分离比维里化区域。测试的代码的泊松求解器的能力，以恢复两个维里化晕和Zel'dovich波的引力场，是测试的代码的能力，再现平面波演化的解析解。进行各种配置的LCDM宇宙学模拟所需的时间进行比较与完成相同的模拟与ART，AP 3 M和GADGET代码所需的时间。比较了不同程序模拟的功率谱、晕质量函数和晕-晕关联函数。
2001-03-30 astro-ph
A Heating Model for the Millennium Gas Run
对星系团热力学性质的观测与理论预测的比较表明，非引力加热需要加入到模型中。我们在GADGET-2中实现了一个内部自洽的加热方案，用于千禧年气体计划的第三次（和第四次）运行（Pearce等人正在准备中），这是一组四个流体动力学宇宙学模拟，N=2（5 × 10^8）个粒子，体积（L=500 h-1 Mpc）和结构与N体千禧年模拟（Springel等人，2005）相同。我们的目标是再现观测到的星系团的热力学性质。
2006-11-22 astro-ph
Cosmological and astrophysical parameters from the SDSS flux power spectrum and hydrodynamical simulations of the Lyman-alpha forest
类星体吸收光谱中莱曼α森林的通量功率谱对各种宇宙学和天体物理学参数以及仪器效应都很敏感。在这个大的参数空间中模拟通量功率谱，使其精度与类星体谱的大样本的统计不确定性相当，这是非常具有挑战性的。在这里，我们使用一个粗网格的流体动力学模拟运行GADGET-2获得一个“最佳猜测”的模型，我们计算一个更精细的网格通量功率谱使用泰勒展开的通量功率谱的一阶。我们发现，SDSS通量功率谱单独是能够约束的范围很广的参数，包括振幅的物质功率谱sigma_8，物质密度Ω_m，原始密度波动的光谱指数n，有效的光学深度τ_eff及其演变。星系际介质（IGM）的热历史，然而，约束不足，SDSS数据有利于一个unexplainably大的温度或unexplainably陡峭的温度密度关系。通过强制IGM的热历史与从高分辨率类星体光谱推断的一致，我们发现最佳拟合模型的值如下（假设宇宙是扁平的，有一个宇宙学常数和零中微子质量）：Ω_ m=0.28 \pm 0.03，n=0.95 \pm 0.04，σ_8=0.91 \pm 0.07（1σ误差线）。我们认为，在这种测量中的主要不确定性仍然是系统的，而不是统计的。
2005-10-06 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
X-ray properties of galaxy clusters and groups from a cosmological hydrodynamical simulation
我们目前的结果上的X射线性质的星系团和星系群，从一个大型流体动力学模拟提取。我们使用GADGET代码在一个边长为192 Mpc/h的盒子内模拟了一个Lambda CDM模型，其中有480^3个暗物质粒子和同样多的气体粒子。模拟包括辐射冷却、恒星形成和超新星反馈。模拟的M-T关系是一致的观察，一旦我们模仿的程序，适用于真正的集群质量估计。此外，通过选择Omega_m=0.3和sigma_8=0.8，得到的XTF与观测测定一致。L-T关系也与T>2 keV的团簇的观测结果一致，在团的尺度上斜率没有变化。星团中心区域的熵比仅由引力加热所预测的要高，对于星团和星团来说，超额几乎是相同的。模拟的星系团似乎遭受了一些过冷，f*~0.2，因此大约是观测值的两倍。有趣的是，温度分布被发现稳步增加向集群中心。它们在外部区域减少，就像观测数据在r>0.2r_vir时所做的那样，同时没有显示出等温状态，随后在最内部区域温度平稳下降。
2003-10-28 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
Galaxy pairs in cosmological simulations: effects of interactions on colours and chemical abundances
为了研究星系相互作用对颜色和金属丰度的影响，我们使用Scannapieco等人（2005）的化学GADGET-2对Lambda CDM方案中的成对星系进行了统计分析。我们发现，星系-星系的相互作用可以产生一个双峰的颜色分布与星系显着最近的恒星形成活动，主要贡献蓝色。在模拟中，成对星系中最近形成的恒星的颜色和分数比没有近伴星的星系更强烈地依赖于环境，这表明相互作用在星系演化中起着重要作用。如果用恒星星族的金属丰度作为化学指标，我们发现模拟星系决定了光度-金属丰度和恒星质量-金属丰度关系，它们不依赖于近伴星的存在。然而，在光度-金属丰度关系的情况下，在一个给定的富集水平，我们检测到一个系统的位移的关系，活跃的恒星形成系统的亮度。无论相对距离和当前的恒星形成活动水平如何，成对星系的恒星星族比没有近伴星的星系具有更高的富集水平。在气体成分的情况下，这是不再有效的星系对被动的恒星形成，只显示出过剩的金属非常密切的对成员，最近过去的一个重要的恒星形成活动的后果。（节录）。
2006-05-04 astro-ph
Primordial Magnetic Fields from Cosmological First Order Phase Transitions
本文对宇宙学一级相变过程中产生的原初磁场给出了一个改进的估计。我们研究了成核气泡壁的电荷分布及其动力学。我们考虑在相变过程中气泡壁上的不稳定性。研究发现，由于粒子扩散引起的粘性和热导率对这些不稳定性的阻尼在QCD相变中可能是重要的，但在电弱相变中可能是可以忽略的。我们展示了这种不稳定性如何与气泡壁上的表面电荷密度一起在一定的波长范围内激发磁场。我们讨论了如何这些磁种子场可能被放大的MHD效应在湍流流体。估计了在电弱或QCD相变期间这种机制起作用的情况下，目前原初磁场的强度和谱。在10 Mpc的同动标度下，在合理的相变参数下，电弱和QCD的场强分别为10**（-29）G和10**（-20）G量级。
1996-10-24 astro-ph
Mass, Metal, and Energy Feedback in Cosmological Simulations
使用Gadget-2宇宙流体动力学模拟，包括银河系外流的观测约束模型，我们研究了恒星形成的反馈如何在z=6->0的宇宙尺度上分布质量，金属和能量。我们包括瞬时富集II型超新星，延迟富集Ia型超新星和恒星（AGB）的质量损失，我们单独跟踪C，O，Si和Fe。继动量驱动的风缩放的成功，我们改进了我们的实施与飞行星系发现者获得风属性的基础上主机星系质量。通过对风粒子的跟踪模拟，我们发现：（1）风物质在星系上的再吸积时间与星系质量成反比。因此，被银河系超级风吹进IGM的金属不能被假定永远离开它们的星系。风中的物质通常会被循环多次;对于一个给定的风粒子来说，喷射的中值次数是3次，所以到z=0时，风中喷射的总质量超过0.5Ω_b。(2)风传播的物理距离与红移和星系质量（60-100物理千秒差距）相当无关。对于较大的星系在较晚的时期，风通常不会逃离星系晕，并在光晕喷泉中下雨。高z星系丰富了IGM的一个显着更大的共动体积，金属迁移回星系到较低的z。(3)传递到风中的能量与M_{gal} ^{1/3}成比例，而来自SNe之外的另一个来源的能量（例如来自年轻恒星的光子）可能需要分布所观察到的宇宙金属。(4)在所有时期，追踪的所有4种金属的生产都由II型SNe在全球主导。然而，由于非II型来源，簇内气体铁含量增加了两倍，并且低z IGM碳含量受到AGB反馈的推动。
2008-04-14 astro-ph
Cosmic ray feedback in hydrodynamical simulations of galaxy formation
众所周知，宇宙射线对银河系内星际介质的压力有着重要的贡献，这表明宇宙线在星系形成和演化过程中对恒星的形成起着重要的调节作用。在这里，我们讨论了一种新的数值处理的物理CR及其实施的并行光滑粒子流体动力学代码GADGET-2。在我们的方法中，每个气态流体元素的非热CR人口近似由一个简单的粒子动量的幂律谱，其特征在于由振幅，截止和固定的斜率。绝热压缩，和一些物理源和汇项的模型修改CR压力的每个粒子。考虑的最重要的来源是注入超新星和扩散冲击加速，而主要的汇是由库仑相互作用的热化，和强子相互作用的灾难性损失。我们还包括CR的扩散。我们的计划使我们能够进行第一次宇宙学结构的形成模拟，自洽占CR物理。在孤立星系的模拟中，我们发现，CR可以显着降低小星系的恒星形成效率，维里速度低于80 km/s，这种影响变得越来越强，对低质量尺度。在高红移的宇宙学模拟中，小晕的总质光比和光度函数的暗端受到强烈的影响。当激波中的CR加速也被跟踪时，在z~3-6处，结构形成激波中耗散的能量中高达~40%可以作为CR压力出现，但是当激波分布越来越被较低的马赫数所控制时，在低红移处，这一比例下降到~10%。（节略）
2006-03-19 astro-ph
An N-body/SPH Study of Isolated Galaxy Mass Density Profiles
我们研究了长期盘星系模型中质量密度分布的演化，特别注意从一个没有宇宙演化的单一初始指数盘（即，没有增长或相互作用）。作为密度分布变化的来源，我们研究了自旋参数，晕浓度，维里质量，磁盘质量和隆起质量的参数空间，共162模拟的背景下，一个合理的模型的恒星形成和反馈（GADGET-2）。星系质量密度分布的演化，包括发展的两个组成部分的配置文件的内部和外部的部分，是由磁盘的质量分数，$m_{d}$，晕自旋参数，$λ$的比率控制。两个分量之间的突变的位置和它发展的速度与$m_{d}/λ$成正比;然而，内部区域和外部区域之间的转变的幅度由晕浓度与维里速度的比率控制。内部轮廓和外部轮廓之间的分界线的位置不随时间而改变。（节录）
2008-03-18 astro-ph
Magnetic Fields from Phase Transitions
讨论了宇宙学相变产生的原始磁场，特别注意电弱跃迁和已提出的“平均”场的各种定义。它强调，只有体积平均动力学意义的种子银河发电机。在因果关系和能量守恒的相当一般的理由，它表明，在没有MHD效应，转移功率在磁场中从小到大的尺度，过程中发生的电弱过渡不能产生强于$10^{-20}$高斯场的规模为0.5兆秒差距。然而，这个上限是不可能达到的，因为它需要宇宙中所有的能量都变成一个在视界尺度上相干的磁场。因此，非线性磁流体效应似乎是必要的，如果电弱过渡是创造一个原始的种子场。
1997-08-04 astro-ph hep-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
Plasma instabilities and magnetic-field growth in clusters of galaxies
我们表明，在非常一般的条件下，集群等离子体线程弱磁场受到非常快速增长的等离子体不稳定性驱动的各向异性的等离子体压力（粘性应力）相对于局部方向的磁场。这种各向异性会自然地出现在任何弱磁化的等离子体中，这些等离子体具有低碰撞性并受到搅拌。磁场必须足够弱以使不稳定性发生，即，beta>Re^{1/2}。不稳定性是由扩展的MHD模型与Braginskii粘度捕获。然而，它们的增长率与波数成比例下降到离子陀螺标度，所以MHD方程与Braginskii粘度是不好的，一个完全的动力学处理是必要的。这种不稳定性会导致星系团中的磁场在宇宙学平凡的时间尺度（约10^8年）上从约10^{-18} G的种子强度放大到约10 microG的动力学重要强度。在放大阶段产生的场的尺度比观察到的小得多。预测饱和场的尺度和结构需要磁化团簇湍流的动力学理论。
2005-08-03 astro-ph nlin.CD physics.plasm-ph
