A radiative transfer scheme for cosmological reionization based on a local Eddington tensor
基于对辐射转移方程的矩描述和爱丁顿张量的"M1闭合模型“，提出了一个辐射转移格式。该模型具有严格的双曲线运输步骤的辐射：它已被实施使用标准Goddom-类似的技术在一个新的代码称为ATON。结合电离化学和光加热的简单模型，ATON能够在各种标准测试中重现其他方案的结果，例如HII区域的膨胀，密集团块对辐射的屏蔽以及多源宇宙电离。简单而强大的，这样的计划是为了自然和容易地包括在基于网格的宇宙流体求解器。
2007-09-11 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
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
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
A New Moment Method for Continuum Radiative Transfer in Cosmological Reionization
介绍了一种新的计算周期边界静态密度场中含时连续辐射转移和非平衡电离态的程序。我们的代码解决了辐射转移方程的矩，关闭的Eddingtion张量使用长特征方法计算。我们证明，纯（即，非源中心的）短特性和光学薄近似不适合于计算宇宙学再电离问题的爱丁顿因子。我们通过一种有效且准确（误差<1%）的技术来发展非平衡电离场，该技术根据局部时间尺度与时间步长相比是长还是短而在全隐式或显式有限差分之间切换。我们为宇宙学再电离问题定制我们的代码。在测试中，该代码保存光子，准确地对待宇宙学效应，并再现分析斯特罗姆格伦球解决方案。它的主要缺点是，与其他技术（t_{LC} \propto N_{cells} ^[1.5]）相比，长特征计算的计算时间相对较短;然而，我们通过只在辐射场发生实质性变化时重新计算爱丁顿张量来减轻这一问题。我们的技术几乎没有物理近似，因此它提供了一种更快但更近似的技术基准测试方法。它可以很容易地扩展到进化多个频率，尽管我们在这里不这样做。最后，我们注意到，我们的方法是普遍适用于任何问题，涉及通过一个周期性的体积连续辐射的转移。
2008-08-26 astro-ph
3D numerical cosmological radiative transfer in an inhomogeneous medium
本文提出了一种求解变光学厚度三维辐射转移方程的数值方法。我们表明，随时间变化的射线追踪是一个有吸引力的选择模拟天体物理电离锋，特别是当一个有兴趣在覆盖范围广泛的光学深度内的3D cloudspeaker介质。我们的方法结合了显式对流的辐射变量与隐式解的局部速率方程给定的辐射场在每个点。我们的计划是非常适合的解决方案的问题，线路转移是不重要的，并可以，在原则上，也可以扩展到这些情况。该方案使我们能够计算超声电离锋到非均匀介质中的传播。该方法可以很容易地实现在一个单一的工作站上，也应该是完全并行化。
1999-04-28 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. I. Self-Consistent Cosmological Simulations with Radiative Transfer
在冷暗物质（CDM）宇宙演化中，低质量天体在宇宙演化中扮演着重要角色。它们不仅是在先前黑暗的宇宙中第一个发光的天体，而且，如果它们的形成不受自身反馈的抑制，它们将主导星系质量函数，直到红移z \sim 5。在本文中，我们提出并讨论了一个3D宇宙学代码，其中包括大部分所需的物理模拟的形成和演化的第一个星系与辐射反馈的自洽治疗的实施。模拟包括采用“光学薄可变爱丁顿张量”（OTVET）近似的连续辐射转移和背景辐射的H_2 Lyman-Werner带的线辐射转移。我们包括详细的化学H_2的形成/破坏，分子和原子的冷却/加热过程，电离的次级电子，和加热的Lyα共振散射。我们发现，第一个星系（“小晕”）的特点是爆发的恒星形成，自我调节的反馈过程，作用于宇宙尺度。它们的形成不受反馈过程的抑制;因此，它们对宇宙演化的影响不容忽视。本文的主要重点是模拟的方法，我们只简要介绍了一些结果。一个广泛的讨论的结果和反馈机制的性质是一个配套文件的重点。
2002-04-09 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
Cosmological Reionization Around the First Stars: Monte Carlo Radiative Transfer
利用高分辨率的数值宇宙学（Lambda + CDM模型）模拟和MonteCarlo辐射转移方法研究了第一个原星系周围电离锋的演化。我们提出了详细的数值方案，并显示了测试运行的结果，我们得出的结论是，该计划是快速和准确的。作为一个有趣的宇宙学应用的例子，我们研究了一个总质量为M = 2 × 10 ^8 M_PDMATHABMM的恒星源在z = 12处开启时产生的再电离，该恒星源位于宇宙网的一个节点上。这项研究包括一个零金属丰度恒星星族的光谱能量分布，和两个初始质量函数（Salpeter/Larson）。I-锋的膨胀是随着它从星系中爆发出来而发生的，它被细丝引导到空洞中，假设在2D表示中，是一个典型的蝴蝶形状。电离的演变是非常好的跟踪我们的计划，实现了正确的治疗的沟道和阴影效应，由于过密度。我们确认以前的说法，IMF的形状和电离功率金属丰度的依赖是重要的，正确地确定宇宙的再电离。
2000-11-21 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
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 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
Photon Conserving Radiative Transfer around Point Sources in multi-dimensional Numerical Cosmology
物理宇宙学中关于星系际介质的热历史和电离历史的许多问题，现在都可以借助宇宙流体动力学模拟得到成功的研究。本文提出了一种在三维直角坐标网格内求解点源周围辐射转移的数值方法。该方法是独立于分辨率的能量守恒：这确保了电离前沿的正确传播速度。我们描述的算法的细节，并计算作为第一个数值应用的电离区域周围的一个小型类星体在宇宙密度场z=7。
1998-12-08 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
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
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
Cosmological Radiative Transfer Codes Comparison Project I: The Static Density Field Tests
辐射转移模拟是目前数值天体物理学的前沿。它们对越来越多的天体物理学和宇宙学问题变得至关重要;同时，它们的计算成本已经达到目前可用的计算能力。进一步的进展是由相当数量的不同的算法（包括各种口味的射线跟踪和时刻计划）开发，这使得选择最合适的技术为一个给定的问题是一个不平凡的任务。本文的主要目的是评估这些方案的有效性范围、精度和性能，为此，我们在5个测试问题上比较了11个独立的RT程序：（0）基础物理，（1）等温H II区膨胀和（2）随温度变化的H II区膨胀，（3）I-锋被致密团簇捕获和遮蔽，（4）宇宙密度场中的多源。这些测试的输出进行了比较和差异分析。各种规范之间的一致性令人满意，但并非完美。差异的主要来源似乎在于多频率处理方法，导致电离中性过渡区的不同厚度和不同的温度结构。目前的结果和测试代表了最完整的基准，可用于开发新的代码和改进现有的。为此，所有测试输入和输出都以数字形式公开提供。
2006-03-08 astro-ph
Three Dimensional Radiative Transfer
辐射转移（RT）效应在星系际介质的热历史中起着至关重要的作用。在这里，我讨论了最近的进展，介绍RT宇宙流体力学的数值方法的发展。这些方法也可以很容易地应用于星际和银河系尺度上的时间相关问题。
2000-05-09 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
The Radiative Feedback of the First Cosmological Objects
在结构形成的分级模型中，早期宇宙紫外线背景（UVB）是由在再电离之前坍缩的小晕（T_vir < 10^4 K）产生的。能量低于13.6eV的UVB通过光分解它们唯一的冷却剂分子H2，抑制了小晕内恒星或黑洞的形成。我们自洽地计算建立的早期UVB的Press-Schechter模型，再加上H2光解离都在星系际介质（IGM），和维里化晕内。我们发现星系际H2对UVB的影响可以忽略不计，这既是因为它的初始光学深度很小（τ <0.1），也是因为它在早期阶段就被光离解了。如果第一个坍缩晕中的紫外线源是恒星，那么它们的紫外线通量会抑制小晕中恒星的进一步形成。这导致UVB的积累暂停，再电离被延迟，直到更大的晕（T_vir> 10^4 K）崩溃。如果小晕中有硬光谱扩展到大约1 keV的小型类星体，那么它们的X射线平衡了UVB的影响，不会发生负反馈，并且小晕可以引起再电离。
1999-03-23 astro-ph
Evaporation of cosmological quark drops and relativistic radiative transfer
我们讨论了在宇宙学夸克-强子跃迁的最后阶段，完全相对论处理不连通夸克区域的流体动力学的结果。在这项研究中，代表了之前对宇宙学夸克滴蒸发分析的进一步发展，一致地考虑了通过电磁相互作用粒子的远程能量和动量转移的影响。为了这个目的，一组描述强相互作用流体的演化的相对论拉格朗日方程耦合到一个系统的等效方程占电磁相互作用粒子的流体动力学。完整的方程组，然后数值求解，并从这个结果。包含相对论性辐射转移产生显著不同的结果，在液滴蒸发结束时形成高密度区域是特别相关的。与以前的无辐射模型所获得的结果进行了比较，并简要讨论了有关重子数浓度的宇宙学意义。
1995-10-06 astro-ph hep-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
Relativistic Radiative Transfer for Spherical Flows
本文提出了一套新的完整的拉格朗日相对论流体动力学方程，描述了一般非定常球形流动中标准流体和辐射流体之间的能量和动量传递。新的方程组已经推导出一个特殊的应用程序的研究宇宙学夸克-强子过渡，但也可以用于其他情况下。
1994-06-18 astro-ph
Fully Threaded Transport Engine: New Method for Multi-Scale Radiative Transfer
本文提出了一种新的计算任意高角分辨率的全螺纹网格三维辐射转移的快速方法。该方法使用完全细胞为基础的离散化，是理想的适合于扩散背景辐射的问题，经常遇到的宇宙学和恒星形成模型。我们发现，准确的星系际Ly-alpha吸收线的统计研究需要的顺序几百个角离散元素，即使没有辐射反馈的模型，从恒星形成星系。
2005-05-09 astro-ph
Radiative Transfer in a Clumpy Universe: III. The Nature of Cosmological Ionizing Sources
中性星系际介质（IGM）向几乎完全电离的星系际介质转变的历史可以揭示宇宙学电离源的特征。我们研究了在一个clusified IGM的HII和HeIII区域的体积填充因子的演变，并讨论了竞争对手的再电离方案的快速下降的射电响亮的类星体的空间密度和最近在z>3观察到的恒星形成星系的大人口的影响。在高度不均匀的宇宙中，当在一个复合时间内发射的光子数大于1 ryd时，氢原子的平均数等于氢原子的平均数时，氢原子被完全再电离。如果恒星源负责保持IGM在z=5电离，在这个时代的恒星形成率必须可比或大于从星系的光学观测推断在z=3，和宇宙中的平均金属丰度为1/500太阳。暗物质晕中的早期恒星具有圆周速度v_circ=50 km/s，可能是高z紫外光子的主要来源之一，可以用下一代太空望远镜探测到。类星体的发射率在z>3时迅速下降的模型预测了一个晚期的HeII再电离时期，这一特征可以解释Reimers等人（1997）最近在z=2.9时检测到的片状HeII Lyman-α，以及Songaila（1998）在大约相同时期观察到的SiIV/CIV比率的突然变化，但似乎不能在z=5时提供所需数量的氢电离光子。
1998-09-04 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
The baryon fraction in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
我们使用Tree+SPH程序GADGET-2研究了一组星系团流体动力学模拟中的重子质量分数。我们研究了辐射冷却、恒星形成、星系风反馈、传导和红移对重子分数的影响。冷恒星成分和热X射线发射气体都有狭窄的分布，在大的星团中心距离r>R500，几乎与模拟中的物理无关。只有非辐射运行再现气体馏分推断的内部区域（r ~ R2500）的大质量星系团的观测。当冷却被打开时，多余的恒星形成被银河风的作用所减轻，但还没有达到观测数据所要求的数量。在一个固定的超密度的重子分数略有增加红移，独立的物理过程中涉及的重子聚集在集群势阱。在冷却和反馈的运行中，重子的增加与更大的恒星质量分数有关，这是由于更有效的气体冷却而产生的高红移。出于同样的原因，气体部分在较高的红移处显得不那么集中。我们讨论了这些结果可能的宇宙学意义，发现通常采用的两个假设，（1）Yb = fb /（Omega_b/Omega_m）的平均值不随红移而变化，（2）f_star和f_gas之间的固定比值与半径和红移无关，可能是不成立的。在对宇宙物质密度参数的估计中，这意味着在无辐射模拟中存在Delta Omega_m/Omega_m < +0.15量级的系统效应，在辐射模拟中存在Delta Omega_m/Omega_m ~ +0.05和< -0.05量级的系统效应。
2005-09-01 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
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
Consistent Radiative Transfer Models including Time Dependent Energy Deposition for Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SN Ia）爆炸机制的许多方面仍然不清楚-导致导出的宇宙学参数不确定。需要建立喷出物中辐射产生和传输的现实模型，将理论爆炸模型与观测结果联系起来。我们的目标是从一致的辐射转移模型，允许研究的依赖性的物理参数的爆炸的可观察到的功能，构建理论光谱和光变曲线。
2004-10-29 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
Revisiting cosmological bounds on radiative neutrino lifetime
中微子振荡实验和绝对质量的直接界限限制中微子质量差落入微波能量范围内，对于大多数允许的参数空间。由于这些最近的现象学进展，基于漫射背景辐射和假设eV范围内的强烈分级质量的辐射中微子衰变的旧约束现在已经过时了。利用宇宙背景探测器上的远红外绝对分光光度计收集的高精度宇宙微波背景光谱数据，我们得到了辐射中微子寿命的新的界限。寿命的下限在几× 10 ^19 s到5 × 10 ^20 s之间，这取决于中微子的质量排序和绝对质量标度。然而，由于相空间的限制，介导衰变的有效磁矩的上限不超过~ 10^-8玻尔磁子。我们还评论这些限制可能的改进，通过最近的漫红外光子背景数据。我们比较这些边界与预先存在的限制来自实验室或天体物理参数。我们强调我们的结果与其他文献中的互补性。
2007-09-27 astro-ph hep-ph
CRASH: a Radiative Transfer Scheme
我们提出了一个大大改进的版本的碰撞，3-D的辐射转移代码，治疗电离辐射传播通过一个给定的不均匀的H/He宇宙密度场的影响，对气体的物理条件。该代码，基于蒙特卡罗技术，自洽地计算由于任意数量的点/扩展源和/或漫背景辐射与给定的光谱的气体温度和电离分数的时间演变。此外，还包括电离原子重新组合后扩散电离辐射的影响。经过完整的描述的数值方案，以证明的性能，准确性，收敛性和鲁棒性的代码，我们提出了四个不同的测试情况下，旨在调查的具体方面的辐射转移：（一）纯氢等温Stromgren球;（二）现实Stromgren球;（三）多个重叠的点源，和（四）阴影的背景辐射的干预光学厚层。在可能的情况下，对分析解决方案或1-D标准光电离代码的结果进行了详细的定量比较，显示出良好的一致性。对于更复杂的测试，代码产生物理上合理的结果，最终只能通过与其他类似代码进行比较来检查。最后，我们简要地讨论了未来可能的发展和宇宙学应用的代码。
2003-07-07 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
Relaxation versus collision times in the cosmological radiative era
本文研究了具有非均匀粘性流体源的Lemaitre-Tolman-Bondi度规，该流体源满足辐射与物质相互作用混合物的状态方程.假设条件之前的去耦时代，我们应用扩展的不可逆热力学（EIT），这种混合物。利用EIT的全输运方程，我们表明，剪切粘度的弛豫时间可以比光子和电子之间的汤姆逊碰撞时间大几个数量级。与这些模型的"截断“输运方程的比较表明，后者不能正确地描述物质和辐射的退耦
2001-03-15 astro-ph cond-mat.stat-mech gr-qc
Gravity in the dynamical approach to the cosmological constant
在思考宇宙学常数时，最令人不安的困难之一是它在辐射修正下不稳定。在[hep-th/0306108]中提出的反馈机制是一种保护零或小宇宙学常数不受辐射修正的动力学方法。因此，虽然这本身并不能解决宇宙学常数的问题，但它可以帮助解决这个问题。在本文中，我们调查的稳定性和重力在这种方法，并表明，反馈机制是经典和量子力学稳定，并具有自洽的，稳定的动力学。
2004-07-14 astro-ph gr-qc hep-ph
