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
An Adaptive Multigrid Solver for High-Resolution Cosmological Simulations
我们已经开发了一个自适应多重网格代码求解泊松方程的引力模拟。在密度超过局部水平依赖阈值的位置自适应地创建更精细的矩形子网格。我们描述的代码，测试它在宇宙学模拟，并将其应用到一个典型的煎饼奇点的诞生和演化的研究。煎饼的初始条件的基础上产生的拉格朗日奇点理论，我们遵循其演变的几个崩溃的时间，找到一个丰富的子结构在最终的对象。我们实现了1/1024的空间分辨率的整体计算立方体的中心部分的煎饼的大小，计算时间与FFT求解器。
1994-12-13 astro-ph
Cosmological Adaptive Mesh Refinement
我们描述了一种基于网格的三维流体动力学宇宙学模拟的数值方法，它是自适应的空间和时间，并结合了最好的功能，高阶精度的Goddom格式的欧拉流体动力学与自适应粒子网格方法的无碰撞粒子。我们的方法的基础是Berger & Collela（1989）的结构化自适应网格加密（AMR）算法，我们已经将其扩展到宇宙学流体+N体模拟。由此产生的多尺度混合方法是一个强大的替代粒子为基础的方法在目前使用。我们已经在构建这个算法的选择进行了讨论，并给出了它的性能Zeldovich煎饼测试问题。我们提出了一个样本应用我们的方法的第一结构形成的问题。我们已经实现了一个空间动态范围$L_{box}/Δx > 250,000$在三维多物种气体+暗物质的计算，这是足以解决的原始原恒星云核的形成开始从线性物质波动在一个不断扩大的FRW宇宙。
1998-07-13 astro-ph
Cosmological Shocks in Adaptive Mesh Refinement Simulations and the Acceleration of Cosmic Rays
我们提出了新的结果表征宇宙学冲击自适应网格细化N体/流体动力学模拟，用于预测非热成分的大尺度结构。这是第一次使用自适应网格细化的冲击研究。我们提出了一种改进的算法，用于从unigrid模拟中找到激波，该算法将低马赫数激波的激波频率降低了~3倍。然后，我们将我们的新技术应用于一个大的宇宙学体积（512 Mpc/h）^[3]，研究激波马赫数（M）分布作为激波前温度、密度和红移的函数。由于模拟量很大，我们有极好的统计数据，结果有成千上万的星系团。我们发现，马赫数的演变可以解释为一种方法来可视化大尺度结构的形成。马赫数小于5的激波通常跟踪合并和复杂的流动，而马赫数小于5<<20 and Mach>20的激波通常分别跟踪细丝和星系团的吸积。通过应用一阶费米过程的非线性扩散冲击加速模型的结果，我们计算了转化为宇宙线质子的动能的量。宇宙射线质子的加速度足够大，为了使用星系团作为宇宙学探测器，气体对宇宙射线的动态响应必须包括在未来的数值模拟中。
2008-08-21 astro-ph
FALCON: a concept to extend adaptive optics corrections to cosmological fields
ESTCON是ESO VLT或未来ELT下一代摄谱仪的原始概念。它是一种光谱仪，包括多个小积分场单元（IFU），可以部署在大视场内，如VLT/GIRAFFE。在EXTROCON中，每个IFU都具有使用离轴自然参考星的自适应光学校正功能，以便在0.8-1.8 μm波长范围内结合空间和光谱分辨率（0.1-0.15 arcsec和R=10000+/-5000）。这些条件非常适合遥远星系的研究，这应该在大于星系团尺度（4-9 Mpc）的视场内进行，即foV > 100 arcmin 2。将在每个IFU上局部执行自适应校正，而不是补偿整个射野。这意味着使用小型化装置用于自适应光学校正和波前感测。高纬度领域的应用意味着使用大气层析成像，因为波前传感所需的恒星将在大多数情况下远远超出等晕补丁。
2004-02-11 astro-ph
Lyman alpha Radiative Transfer in Cosmological Simulations using Adaptive Mesh Refinement
本文介绍了一个求解各种莱曼α（Lya）辐射转移（RT）问题的数值程序。该代码适用于一个任意的，三维分布的Lya发射率，气体温度，密度和速度场。能够处理Lya RT在一个自适应细化网格为基础的结构，它使详细调查的影响，块状的星际（或星系间）介质。该代码针对存在解析解的各种几何和物理理想化配置进行了测试，随后应用于从红移z = 3.6的高分辨率宇宙学模拟中提取的三个“莱曼破裂星系”。适当处理的Lya散射揭示了表面亮度（SB）和线轮廓的多样性。具体来说，对于一个给定的星系，观测到的最大SB可以变化一个数量级，总通量可以变化3 - 6倍，这取决于视角。这可能为观测到的高红移星系性质的差异提供了一个解释，特别是莱曼破裂星系和常规Lya发射体之间可能存在的物理联系。
2009-07-16 astro-ph
Hydrodynamical adaptive mesh refinement simulations of turbulent flows - II. Cosmological simulations of galaxy clusters
利用自适应网格加密（AMR）宇宙学模拟方法研究了团内介质和星系团核心湍流气体流动的发展。进行了一系列的六次运行，采用相同的模拟参数，但不同的标准触发网格细化。特别是，两种不同的AMR策略，分别基于流量控制变量的区域变化和子块的过密。我们表明，这两种方法，虽然有不同的结果，是有用的，以获得一个更好的解决方案的湍流在ICM。涡度被用作湍流的诊断，表明湍流不是高度的体积填充，但具有大的面积覆盖因子，与以前的理论预期一致。在团芯测得的湍流速度大于200 km/s，湍流压力对团流体静力平衡的贡献水平通过使用改进的AMR准则得到提高。
2008-07-01 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
Cosmological Hydrodynamics with Adaptive Mesh Refinement: a new high resolution code called RAMSES
介绍了一种新的N体流体动力学程序RAMSES。它的设计目的是以高空间分辨率研究宇宙中的结构形成。该代码基于自适应网格细化（AMR）技术，具有基于树的数据结构，允许逐单元递归网格细化。N体解算器非常类似于为ART代码开发的解算器（Kravtsov等人，97），在精确实现方面有微小的差异。流体动力学求解器是基于二阶Goddom方法，一个现代的冲击捕捉计划，已知精确计算的流体组件的热历史。使用各种测试用例，从纯气体动力学测试到宇宙学测试，仔细估计代码的准确性。宇宙学模拟中使用的具体细化策略进行了描述，并讨论了与冲击波传播相关的潜在杂散效应，发现其可以忽略不计。最后报告了在低密度LCDM宇宙中对结构形成的大N体和流体动力学模拟中获得的结果，AMR网格中有256^3个粒子和4.1 × 10^7个单元，达到了8192^3的形式分辨率。不同数量的收敛性分析，如暗物质密度功率谱，气体压力功率谱和单个晕温度分布，表明数值结果收敛到实际的分辨率限制的代码，以及最近的分析预测的框架内的晕模型再现。
2001-11-19 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
Multiscale Gaussian Random Fields for Cosmological Simulations
本文介绍了宇宙学数值模拟的初始条件的产生与多层次的分辨率，或多尺度模拟。我们提出了自适应网格细化的高斯随机场的理论，然后执行此细化称为GRAFIC 2的计算机代码包的实施和测试。这个软件包可在http://arcturus.mit.edu/grafic/或作者的电子邮件中向计算宇宙学社区提供。
2001-03-20 astro-ph
Achieving Extreme Resolution in Numerical Cosmology Using Adaptive Mesh Refinement: Resolving Primordial Star Formation
作为进入2001年戈登贝尔奖在“特殊”类别，我们描述了我们的3-D，混合，自适应网格细化（AMR）代码，恩佐，设计用于高分辨率，多物理场，宇宙学结构形成模拟。我们的并行实现不限制自适应网格层次结构的深度或复杂性，使我们能够实现前所未有的空间和时间动态范围。我们报告了一个原始恒星形成的模拟，该模拟在34个细化级别上开发了8000多个子网格，以实现在空间和时间上的10^12倍的局部细化。这使我们能够解决的性质的第一批恒星形成的宇宙假设标准物理学和标准宇宙学模型。要实现极高的分辨率，需要使用128位扩展精度算法（EPA）来精确指定子网格位置。我们描述了我们的EPA AMR实现IBM SP2蓝色地平线系统在圣地亚哥超级计算机中心。
2001-12-04 astro-ph
A new multidimensional AMR Hydro+Gravity Cosmological code
一个新的宇宙学多维流体动力学和N体代码的基础上自适应网格细化计划的描述和测试。水力部分基于现代高分辨率激波捕捉技术，而N体方法基于粒子网格方法。该代码是专门为宇宙学应用而设计的。已经考虑了包括冲击、强梯度和重力在内的测试。最后给出了一个基于圣巴巴拉星系团的宇宙学检验。代码的有用性进行了讨论。特别是，这个强大的工具，预计将是适当的描述位于不对称的宇宙结构内的热气体成分的演变。
2004-05-20 astro-ph
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
Cosmological Markov Chain Monte Carlo simulation with Cmbeasy
本文介绍了一个用于宇宙学计算软件包Cmbeasy的马尔可夫链蒙特卡罗模拟和数据分析软件包。我们已经采取了特别的照顾，在实施一个自适应的步骤算法的马尔可夫链蒙特卡罗，以提高收敛性。提供数据分析程序，允许测试模型的宇宙对最新的测量的宇宙微波背景，超新星Ia和大尺度结构。为方便用户使用，软件中还提供了观测数据.该软件包作为Cmbeasy软件的一部分在www.cmbeasy.org上公开提供。
2004-06-08 astro-ph
Gravitational collisions in cosmological N-body codes
我们研究了宇宙学N体算法中的误差积累，这些误差是由大质量粒子代表物质的连续分布引起的，比较了PPPM和自适应多重网格代码。为此，我们使用一个新的措施，两个身体放松适用于非定常引力系统。这种测量是基于粒子轨道的累积偏转角，并且在演化过程中不会饱和。我们发现，在标准PPPM模型中引力碰撞的作用相当大，为了避免碰撞效应，我们建议使用大的同动软化参数φ>=1.0（网格单位）。
1995-11-26 astro-ph
The ART of Cosmological Simulations
我们描述了MPI并行化的N体自适应细化树（ART）代码的基本思想。代码使用自适应域分解，其中域的边界（平行六面体）不断移动-具有许多自由度-在搜索最小CPU时间时。每个MPI任务在前一个时间步上花费的实际CPU时间用于调整下一个时间步的边界。对于5^3域的典型分解，边界可能变化的数量为3^{84}。我们描述了两个算法，找到最小的CPU时间的配置与大量的域。我们的代码中的每个MPI任务都解决了N体问题，其中一个域边界之外的大规模物质分布由其他域创建的相对较少的临时大粒子表示。在零级时间步的开始，域产生并交换大粒子。然后，每个域将其所有粒子推进许多小的时间步长。在大步长结束时，域决定在何处放置新边界并重新分布粒子。该方案只需要很少的处理器之间的通信，是非常有效的大型宇宙学模拟。
2008-03-31 astro-ph
AMR Simulations of the Cosmological Light Cone: SZE Surveys of the Synthetic Universe
我们目前的初步结果模拟大天空覆盖（~100平方度）Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）集群调查使用宇宙学自适应网格细化N-body/Hydro代码恩佐。我们已经生成了模拟光锥，以匹配当前和未来的SZE仪器的分辨率和灵敏度。这些模拟是同类中最先进的计算。模拟巡天允许直接比较大型N体/水文宇宙学模拟，以当前和即将进行的巡天。我们的综合调查提供了一个不可或缺的指导，观察员在解释大面积的天空调查，并将开发必要的工具，以区分模型之间的集群重子物理，并准确地确定宇宙学参数。
2006-10-27 astro-ph
A New Parallel P3M Code for Very Large-Scale Cosmological Simulations
我们已经开发了一个并行粒子，粒子网格（P3M）的Cray T3E并行超级计算机，是非常适合于研究宇宙学背景下通过重力和气体力相互作用的粒子系统的时间演化的模拟代码。并行代码是基于公共域串行自适应P3M代码Couchman等人。该算法解决了重力到一个远程组件计算离散的质量分布和求解泊松方程的网格上使用FFT卷积方法，和一个短程组件计算的直接力总和足够接近的粒子对。该代码主要由一个粒子粒子计算并行区域分解块的邻居细胞，一个更规则的网格计算分布在平面上沿一维，和两个分布之间的几个转换。P3M代码的负载平衡是静态的，因为这大大有助于粒子和网格系统的并行自适应细化的持续实现。在整个过程中，我们都非常小心地最大限度地利用了可用的内存，因此，当前实现的一个版本已经被用于模拟具有1024^3网格的多达10^9个粒子的系统，以进行远程力计算。这是我们所知道的最大的宇宙学N体模拟。我们讨论这些内存优化以及那些出于计算性能。性能结果是非常令人鼓舞的，而且，即使没有改进，代码已被有效地用于模拟中的粒子分布变得高度聚集，以及其他非均匀系统的天体物理学的兴趣。
1998-05-07 astro-ph
A Parallel P^3M Code for Very Large Scale Cosmological Simulations
我们已经开发了一个并行的粒子-粒子，粒子-网格（P^3M）模拟代码的T3 E非常适合研究系统的粒子通过引力和气体力在宇宙学背景下相互作用的时间演化。并行代码基于Couchman等人（1）的公共域串行自适应P^3M代码。该算法将引力分解为通过离散化质量分布并使用FFT卷积方法在网格上求解泊松方程计算的长程分量和通过直接力求和计算的足够接近的粒子对的短程分量。该代码主要由一个粒子粒子计算并行区域分解块的邻居细胞，一个更规则的网格计算分布在平面上沿一维，和两个分布之间的几个转换。在整个过程中，我们都非常小心地最大限度地利用了可用的内存，因此当前的实现能够使用1024^3网格模拟接近10^9个粒子的系统，以进行远程力计算。因此，这些是有史以来最大的N体模拟。我们讨论这些内存优化以及那些出于计算性能。从生产运行的结果是非常令人鼓舞的，甚至在实施的完整的自适应计划的代码已被有效地用于模拟中的粒子分布变得高度聚集，以及为其他非均匀系统的天体物理学的兴趣。
1997-08-07 astro-ph
The Evolution of Dark-Matter Dominated Cosmological Halos
采用自适应SPH和N体模拟方法，研究了引力不稳定性和宇宙薄饼碎裂导致的暗物质晕平衡结构的演化.这样的晕类似于那些从CDM宇宙中的现实初始条件下形成的层次聚类，因此，作为研究晕动力学的试验台模型。暗物质密度分布接近于先前从CDM中结构形成的N体模拟中识别的通用晕分布，其总质量和浓度参数随比例因子a线性增长。当包括气体时，该浓度参数略大于纯N体结果。我们还发现，暗物质的速度分布是各向同性和更多的径向比发现的N体模拟的CDM。
2001-04-02 astro-ph
A Parallel Adaptive P3M code with Hierarchical Particle Reordering
本文讨论了光滑粒子流体动力学自适应P3M（SPH-AP3M）程序HYPERFORMANCE的并行实现HYPERFORMANCE_OMP的设计与实现。该代码主要用于进行宇宙流体动力学模拟，并在Fortran 77 + OpenMP中编写。已经实现了针对RISC处理器和SMP-NUMA架构的许多优化，最重要的优化是链接单元内的粒子的分层重新排序，这大大提高了数据局部性，从而消除了通常与链表相关联的高速缓存未命中。并行扩展性很好，对于各种现代SMP架构，在32个节点上实现的最小并行扩展性为73%。我们以每秒粒子更新的数量给出性能数据，这是比原始MFlops更有用的性能指标。在不久的将来，将向社区提供该守则的基本版本。
2005-12-01 astro-ph
GRAvitational COSmology (GRACOS) code release announcement, for version 1.0.1a9
这是宣布最近发布的版本1.0.1a9的并行负载平衡自适应P3M宇宙学N体代码命名为GRACOS。该代码已开发多年，可在www.example.com下载http://www.gracos.org。GRACOS功能：嵌入式脚本环境、宇宙学初始条件生成器（包括非高斯初始条件）、粒子数据成像器、质量密度功率谱估计器、粒子位置和速度积分器（可在KDK和DKD积分方案之间选择，并具有Plummer力软化功能）、文件输入和输出（支持四种串行和一种动态分布式数据格式）、标准安装程序和版本特定文档。GRACOS在GNU通用公共许可证（GPL）下发布。高效率实现了一些实现技术，如基于时间的负载平衡使用希尔伯特空间填充曲线，自适应P3M方法的短程力计算，运行级压缩处理器间通信，动态分配不规则域和各种排序算法。
2007-11-29 astro-ph
Hydra: A Parallel Adaptive Grid Code
我们描述了第一个并行实现的自适应粒子粒子，粒子网格代码与平滑粒子流体动力学。串行代码"Hydra“的并行化是通过使用CRAFT实现的，CRAFT是一种Cray专有语言，通过允许分布式存储器的全局寻址，允许在并行机上快速实现串行代码。该代码的无碰撞变体已经在128处理器Cray T3D上完成了几个1680万粒子宇宙学模拟，而完整的流体动力学代码已经完成了几个420万粒子气体和暗物质组合运行。代码的效率，现在允许参数空间的探索，定期使用每个物种的$64^3$粒子进行。一个完整的运行，包括气体冷却，从高红移到现在的时代需要大约10个小时的64个处理器。在本文中，我们提出了实施细节和结果的性能和可扩展性的CRAFT版本的水螅根据不同程度的粒子聚类。
1997-03-27 astro-ph
Adaptive Refinement Tree - a new high-resolution N-body code for cosmological simulations
提出了一种新的高分辨率N体算法。该算法采用了传统的粒子网格技术的立方网格和连续的多级松弛的更精细的网格，递归地引入在一个完全自适应的方式在密度超过预定义的阈值的区域。网格的生成是为了有效地匹配底层密度场的任意几何形状--这是一个对宇宙学模拟特别重要的属性。在模拟中，网格结构不是在每个时间步都创建的，而是根据不断变化的粒子分布进行适当调整。该算法速度快，并行性好。我们提出了一个详细的描述的方法，实现和测试的代码。我们进一步使用该代码来研究暗物质晕的结构在高分辨率（2/h kpc）的标准CDM（Ω =1，h=0.5，sigma_8=0.63）和LCDM（Ω_λ =1-Ω_0 =0.7，h=0.7，sigma_8=1.0）模型的模拟。我们发现，在CDM和LCDM模型中的晕密度分布与Navarro等人最近提出的分析模型拟合得很好，其预测了小半径处晕密度分布的奇异[ $ρ(r)\propto r^{-1}$ ]行为。因此，我们得出结论，在$Λ$ CDM模型中形成的晕具有类似于CDM晕的结构，因此不能解释矮旋涡星系中心部分的动力学，从星系的旋转曲线推断。
1997-07-29 astro-ph physics.comp-ph
On effects of resolution in dissipationless cosmological simulations
本文研究了无耗散宇宙学模拟中的数值效应。通过比较一系列64^3粒子模拟的结果，不同的力分辨率和时间步长的数量，使用三种不同的N体技术：粒子网格（PM），自适应P3M（AP3M）代码，和自适应细化树（ART）代码的数值效果进行评估和研究。因此，这项研究可能是有趣的，无论是作为一个分析的数值效果，并作为一个系统的比较不同的代码。我们发现，AP3M和ART代码产生类似的结果，给定的代码类型内达到收敛。我们还发现，数值效应可能会影响高分辨率模拟的方式，以前没有讨论过。特别是，我们的研究揭示了两体散射的存在，其影响可以大大放大的时间积分的不准确性。这一过程似乎会影响物质的关联函数、暗物质晕的质量函数和内部密度以及其他比力分辨率大得多的尺度上的统计数据，尽管不同的统计数据可能会以不同的方式受到影响。我们讨论了强两体散射的条件是可能的，并讨论了力的分辨率和积分时间步长的选择。此外，我们讨论了最近的说法，模拟力软化小于平均粒子间的分离是不值得信赖的，并认为这种说法是不正确的，一般只适用于相敏统计。我们的结论是，取决于质量和力的分辨率和积分时间步长的选择，力的分辨率为0.01的平均粒子间的分离是合理的。
1999-12-14 astro-ph
GRACOS: Scalable and Load Balanced P3M Cosmological N-body Code
我们提出了一个并行实现的粒子粒子/粒子网格（P3M）算法的分布式内存集群。GRACOS（引力宇宙学）代码使用计算和区域分解的混合方法。长程力计算使用傅立叶变换重力求解器在一个规则的网格，网格分布在并行过程中使用静态一维板域分解。短程力的计算通过直接求和的密切对，粒子分布使用动态区域分解的基础上的空间填充希尔伯特曲线。设计了一种近似最优的方法来动态地重新分配颗粒分布，以便即使对于非常不均匀的质量分布也能保持负载平衡。在40个处理器的beowulf集群上使用$800^3$模拟进行的测试显示了良好的负载平衡和可扩展性，最多可扩展到80个进程。我们讨论了通信和极端集群的可扩展性的限制，并建议如何将其删除扩展我们的算法，包括自适应网格细化。
2005-05-05 astro-ph
Hydrodynamic and N-body Schemes On An Unstructured, Adaptive Mesh with Applications to Cosmological Simulations
近年来，非结构网格数值方法的理论和应用得到了很大的发展。由于网格可以在空间任意布置，非结构网格可以提供比规则网格高得多的空间分辨率。非结构化网格的网格自适应性的内置性质提供了一种方法来模拟高度动态的，分层的问题，涉及碰撞无暗物质和碰撞气体动力学。在本文中，我们描述的算法来构建非结构化网格从一组点的周期性边界条件，通过Delaunay三角剖分，和算法来解决流体动力学和N体问题的非结构化网格。将局部变换算法与传统的Bowyer-Watson算法相结合，给出了一种有效的Delaunay三角剖分算法。提出了一种在非结构网格上求解N体运动方程的新算法。泊松方程的求解采用共轭梯度法。采用基于BGK模型的气体动力学格式求解欧拉方程组。我们应用这些算法来解决宇宙学的设置，其中涉及暗物质和重子物质。原始重子物质的各种冷却和加热过程包括在代码中。数值结果表明，基于非结构网格和网格加密的N体和流体动力学算法是非常适合的分层结构形成问题。
1996-10-09 astro-ph physics.comp-ph
iCosmo: an Interactive Cosmology Package
目的：交互式软件包iCosmo，旨在进行宇宙学计算的描述。方法：iCosmo是一个软件包，用于对低红移宇宙进行交互式宇宙学计算。计算距离措施，物质功率谱，和增长因子支持任何值的宇宙学参数。它还计算了几个宇宙学探测器，如宇宙剪切，重子声学振荡和Ia型超新星的观测量。这些可观测量的相关误差可以从定制的测量中得出，或者从与当前或计划的仪器相对应的预设值中得出。该代码还允许使用Fisher矩阵计算宇宙学预测，可以将不同的调查和宇宙学探测结合起来。该代码是用IDL语言编写的，因此受益于该语言提供的方便的交互式功能和科学库。iCosmo也可以作为一个引擎，以批处理模式进行宇宙学计算，并为进一步的宇宙学模块的开发提供了一个方便的自适应平台。凭借其广泛的文献，它也可以作为教学和宇宙学领域的新人的有用资源。结果：iCosmo软件包通过各种示例和命令序列进行了描述。该代码可在http://www.icosmo.org上免费获得，并附有交互式Web界面，是宇宙学倡议的一部分，这是宇宙学资源的公共档案。
2011-04-28 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
Resolving Gas Dynamics in the Circumnuclear Region of a Disk Galaxy in a Cosmological Simulation
使用流体动力学自适应网格加密代码，我们模拟的生长和演化的星系，这可能是一个潜在的主机超大质量黑洞，在宇宙学体积。模拟的动态范围超过1 000万，从超星系尺度一直到吸积盘外缘，都是气体结构的演变过程。在这里，我们专注于全球不稳定性的自引力，冷，双折射支持，分子气体盘中心的模型星系，这提供了一个自然的机制，角动量输运到次pc尺度。气体密度分布遵循幂律标度r^-8/3，这与准静止环核圆盘中湍流的解析描述一致。我们分析了导致不稳定性的盘的性质，并研究了不稳定性对星系演化和中心超大质量黑洞生长的意义。
2007-11-21 astro-ph
Gravitational Softening and Adaptive Mass Resolution
在宇宙学N体模拟中，粒子之间的成对力通常被软化以避免硬碰撞。物理上，这种软化对应于将粒子视为漫射云而不是点质量。对于质量不等的粒子（因此软化长度不等），计算软化力涉及两个粒子体积上的非平凡二重积分。我们表明，普卢默力软化与这种解释的软化，而样条软化不一致。我们提供了封闭形式的表达式和数值实现成对的引力定律的粒子对一般软化尺度$ε_1$和$ε_2$假设常用的云配置文件：NGP，CIC，TSC和PQS。同样地，我们将Plummer力定律推广到一般软化的粒子对。我们将我们的表达式的高斯，普卢默和样条力软化从文献中已知的。我们的表达式允许包含点状粒子，如恒星或超大质量黑洞。
2008-04-09 astro-ph
Cosmological Hydrogen Reionization with Three Dimensional Radiative Transfer
我们提出了新的计算宇宙再电离的非均匀过程中仔细以下的辐射转移预计算流体动力学模拟的星系形成。这些新的计算代表了迈向完全自洽和自适应计算的重要一步，最终将涵盖从单个迷你晕的大小到重叠后宇宙中电离光子的平均自由程的巨大尺度范围。这种模拟的目标是包括足够的现实物理学，以准确模拟早期结构的形成和“黑暗时代”的结束。我们的新计算表明，电离区域渗透宇宙的过程是复杂的，而空洞在过密区域之前被电离的想法可能过于简单。通过探测z~6处的冈恩-彼得森槽，我们现在似乎掌握了有关再电离时期的观测信息。如果是这样的话，那么将来自许多视线的信息与我们的模拟进行比较，可能会使我们能够解开电离历史的细节，并追踪结构的早期形成。
2002-02-15 astro-ph
Adaptive Smoothed Particle Hydrodynamics: Methodology II
本文提出了一种替代配方的ASPH算法的各向异性平滑内核，其中Shapiro等人（1996年;纸I）的几何方法被替换的方法，涉及局部变换的坐标，其中潜在的各向异性体积变化似乎是各向同性的。ASPH方法以2D和3D形式呈现，包括以前未包括在论文I中的一些细节，其中一些代表了相对于论文I的进步或不同选择。在这里包括的进步是一个异步的时间积分计划，不同的时间步长为不同的粒子和推广的ASPH方法到3D。本文不包括在论文I中描述的激波跟踪算法，该算法用于局部地调整人工粘性，以限制粘性加热仅限于遇到激波的粒子。相反，我们采用不同的插值核与人工粘性一起使用，这具有人工粘性的空间局部化效应的效果。这个版本的ASPH方法在2D和3D，然后应用到一系列的1D，2D和3D测试问题，并将结果与标准SPH应用于相同的问题。这些问题包括宇宙学煎饼崩溃，黎曼激波管，圆柱和球形Sedov爆炸波，碰撞的两个强烈的冲击，和问题涉及剪切盘旨在测试角动量守恒性质的方法。这些结果进一步支持了ASPH对包括宇宙结构形成在内的广泛问题的分辨能力明显优于标准SPH的观点。（节录）
1997-12-24 astro-ph
N-Body Code with Adaptive Mesh Refinement
我们已经开发了一个模拟代码的技术，提高空间和时间分辨率的PM方法的空间分辨率是由结构化网格的间距的限制。自适应网格细化技术（AMR）递归地细分满足细化准则的单元。分层网格由特定的数据结构维护，并根据粒子分布的变化进行修改。一般来说，随着模拟分辨率的提高，其时间步长必须缩短，并且需要更多的计算时间来完成模拟。由于AMR局部地增强了空间分辨率，因此我们也局部地减少了时间步长，而不是全局地缩短它。为此，我们使用了分层时间步长（HTS）的技术，它改变的时间步长，从粒子到粒子，这取决于细胞的大小，其中粒子驻留。一些测试计算表明，我们的AMR和HTS的实现是成功的。我们已经进行了宇宙学模拟运行的基础上，我们的代码，并发现许多晕对象的密度分布，很好地拟合的Navarro，Frenk，和白色（1996）提出的普遍轮廓在其半径的整个范围内。
2001-05-06 astro-ph
GADGET: A code for collisionless and gasdynamical cosmological simulations
我们描述了新编写的代码GADGET，这是既适合于宇宙学模拟的结构形成和相互作用的星系的模拟。GADGET用传统的N体方法演化自引力无碰撞流体，用光滑粒子流体动力学演化碰撞气体。随着串行版本的代码，我们讨论了一个并行版本，已被设计为运行在大规模并行超级计算机与分布式内存。虽然两个版本都使用树算法来计算重力，但串行版本的GADGET可以选择使用专用硬件GRAPE而不是树。周期性的边界条件的支持通过埃瓦尔德求和技术。代码为所有粒子使用单独和自适应的时间步长，并将其与动态树更新方案相结合。由于其拉格朗日性质，GADGET因此允许在空间和时间上桥接非常大的动态范围。到目前为止，GADGET已成功地用于运行模拟高达7.5e7粒子，包括宇宙学研究的大尺度结构的形成，高分辨率的模拟星系团的形成，以及工作站大小的相互作用星系的问题。在这项研究中，我们详细的数值算法，并显示各种测试的代码。我们将同时发布代码的串行和大规模并行版本。
2001-05-31 astro-ph
A High-resolution Adaptive Moving Mesh Hydrodynamic Algorithm
提出了一种模拟自引力宇宙天体物理流体的算法。其优点包括大动态范围、并行性、每个网格元素的高分辨率和快速执行速度。该代码是基于一个有限体积通量守恒总变差递减（TVD）计划的冲击捕获水，和一个迭代多重网格求解器的重力。网格是一个与时间相关的场，其运动由广义势流描述。可以获得每个细胞的近似恒定质量，提供拉格朗日方案的所有优点。网格变形与适当的限制和平滑方案相结合，保证了规则和良好的网格几何形状，其中最近邻关系保持不变。在曲线移动网格中实现了完整的流体动力学方程，允许相对于网格几何形状的任意流体流动。这种组合保留了基于网格的方案的所有优点，包括每个流体元素的高速和快速重力求解器。目前的实施，并提出了经验模拟结果。精确的执行速度计算给出了每个网格单元的每个时间步长的浮点运算。该代码可免费提供给社区。
1997-04-26 astro-ph
Relativistic Hydrodynamic Flows Using Spatial and Temporal Adaptive Structured Mesh Refinement
天体物理相对论流动问题需要高分辨率的三维数值模拟。在本文中，我们描述了一个新的并行三维代码模拟的特殊相对论流体动力学（SRHD）使用空间和时间结构的自适应网格细化（AMR）。采用直线法对SRHD方程进行空间离散，采用TVD龙格-库塔法进行时间积分。对于空间重构，我们实现了分段线性方法（PLM）、分段抛物方法（PPM）、三阶凸本质无振荡（CENO）以及三阶和五阶加权本质无振荡（WENO）格式。通量的计算使用直接通量重建或近似黎曼解算器，包括HLL，修改后的Marquina通量，当地的Lax-Friedrichs通量公式和HLLC。代码的AMR部分构建在宇宙学欧拉AMR代码{ \sl enzo}之上。我们讨论了AMR框架与相对论求解器的耦合。通过各种测试问题，我们强调了相对论流动模拟中分辨率研究的重要性，因为特别是当问题中存在剪切流时，需要极高的分辨率。我们还介绍了两个天体物理喷流的三维模拟结果：活动星系核喷流和伽玛暴喷流。这两种情况下的分辨率研究进一步强调了需要高分辨率精确计算相对论流动问题。
2007-12-31 astro-ph
Ly-alpha Radiative Transfer in Cosmological Simulations and Application to a z~8 Emitter
我们开发了一个用于宇宙学模拟的Ly-alpha辐射转移（RT）Monte Carlo程序。高分辨率和适当的冷却处理会导致模拟的环境具有非常高的光学深度。因此，在宇宙学模拟中解决Ly-alpha RT问题可能会花费不切实际的长时间。为此，我们开发了加速Ly-alpha RT的方法。通过这些加速方法，随着代码的并行化，我们在宇宙学模拟的复杂环境中使Ly-alpha RT问题变得容易处理。我们用简单的Ly-alpha发射体模型测试RT代码，然后将其应用于气体动力学+N体自适应细化树（ART）模拟的z~ 8处最亮的Ly-alpha发射体，发现复合而不是冷却辐射Ly-alpha光子是本征Ly-alpha的主要贡献。发射体的α光度，约为4.8x10e43尔格/秒。发射体的尺寸非常小，使得目前可用的仪器无法解决。在添加Ly-alpha Gunn-Peterson吸收（GP）之前，其光谱类似于静态介质，尽管有一些净向内径向特殊运动。这是因为对于ART模拟中的高光学深度，几百公里/秒量级的速度并不重要。我们以两种方式加入GP。首先，我们假设没有阻尼翼，对应于发射体位于非常明亮的类星体的HII区域内的情况;其次，我们考虑阻尼翼。包括阻尼翼导致最大线亮度抑制约62倍。线通量，尽管对目前的地面望远镜来说相当微弱，但JWST应该可以达到。
2006-04-14 astro-ph
An adaptive hierarchical particle-mesh code with isolated boundary conditions
本文介绍了一种新的，完全自适应粒子多网格数值模拟代码开发主要用于模拟小区域（如一组星系）在宇宙学的背景下。它整合了一组粒子的运动方程，这些粒子受到它们之间的引力相互作用和任意的外部场的影响。使用嵌套网格的层次结构，在每个集成步骤重新构建，以提高感兴趣的高密度区域的空间分辨率计算的相互作用。在支持最高网格级别的孤立边界条件方面已经做了大量的工作。这使得我们的方法也适用于非宇宙学的问题，在成本的一些并发症，我们讨论。我们指出，我们的方法和其他作者的类似代码之间的一些差异的影响，特别是在处理不同的空间分辨率的区域之间的接口。我们提出了一个选择的测试，以验证我们的实现的正确性和性能。该结论表明，可能进一步改进的独立的时间步长和颗粒软化长度的领域。
1996-11-21 astro-ph physics.comp-ph
A Model for the Formation and Evolution of Cosmological Halos
采用自适应SPH和N体模拟方法研究了引力不稳定性和宇宙薄煎饼碎裂导致的暗物质晕的坍缩和演化。这种晕类似于CDM宇宙中的层次聚类所形成的晕，并作为研究晕动力学的一个方便的试验台模型。我们的晕是在近似维里平衡和大致等温，在CDM模拟。它们的密度分布与Navarro，Frenk和White（NFW）对CDM晕的N体结果吻合得很好。这个试验台模型使我们能够研究个体晕的演化。我们晕的质量演化分为三个阶段：初始坍缩、持续坍缩和最终阶段，在最后阶段，由于有限的质量供应，坍缩逐渐减少。在连续下落阶段，晕质量以自相似球形下落的预期速率增长，M（a）与比例因子a成正比。在初始坍缩结束后，浓度参数随a线性增长，c（a）~4a/a_0。维里比2 T/ |W|刚维里化后约为1.35，截断等温球模型预测的和预期的值一致的维里化晕中，质量下降有助于有效的表面压力。此后，维里比朝着孤立晕的预期值2 T/ |W| ~1发展。这种质量吸积历史和浓度参数的演化与最近报道的CDM N体模拟结果非常相似。因此，我们的结论是，晕的形成和演化的基本属性是通用的宇宙晕的引力不稳定性的形成，并不限于分级崩溃的情况下，甚至高斯随机噪声的初始条件。
2002-08-29 astro-ph
Subhaloes in $Λ$CDM cosmological simulations: I. Masses and abundances
如果和谐的$Λ$ CDM模型是对宇宙的真实描述，它也应该正确地预测星系诞生的暗物质晕的性质和结构。利用具有宽尺度质量和空间分辨率的N体模拟，我们研究了暗物质晕的结构、质量分布和主晕内次晕的空间分布。我们进行了三个$Λ$ CDM模拟与不同的分辨率使用AMIGA代码。暗物质晕是使用一种算法，该算法是基于自适应网格结构的模拟代码。我们发现的晕包括从$10^8\mathrm{M}_{\sun}$到$10^{15}\mathrm{M}_{\sun}$的质量尺度。我们发现，如果我们必须研究晕结构（寻找亚晕），晕必须至少包含$10^4$粒子。对于这样的晕，我们可以解决子结构，我们确定了subhalo质量函数，并发现它是接近的斜率-0.9（目前），与以前的研究一致的幂律。这个斜率稍微依赖于红移，并且对于主晕来说是大致相同的。次晕的质量分数（$M_{\s subH}/M_{\s MH}$）在0.08和0.2之间，随着红移和主晕的质量略有增加。它的分布近似使用威布尔分布在不同的时期。次晕质量的平均值与主晕质量无关。亚晕的空间密度与主晕的维里半径（$r_{\s vir}$）成比例，与红移无关，并遵循$r^{1/3}$规则。
2006-11-30 astro-ph
