流体动力学模拟中辐射冷却的精确积分方法

辐射冷却集团的自收敛

Self-Convergence of Radiatively Cooling Clumps

数值收敛的研究表明，绝热块的演变是很好地捕获约100细胞每丛半径。然而，由于去除了热能，辐射冷却的存在对该问题施加了限制。包括辐射冷却的数值研究通常采用每团半径100- 200个单元的分辨率。在本文中，我们提出了一个收敛研究的结果，辐射冷却块进行了广泛的分辨率范围内，从12到1,536细胞每丛半径，采用自适应网格细化（AMR）在2D轴对称几何形状（“2.5D”）。我们还提供了一个完全的3D模拟，每丛半径192个细胞，这支持我们的2.5D结果。我们没有发现明显的自收敛在每丛半径100细胞的小规模的差异，由于越来越多的解决“冷却长度”具有全球性的影响。因此，我们的结论是，自收敛是一个不充分的标准，适用于自己解决的问题时，辐射冷却冲击块模拟足够的分辨率。我们建议采用替代标准来支持足够分辨率的声明，例如证明激波后面的冷却层具有足够的分辨率。我们讨论了AMR码的相关细化准则。

大质量恒星形成的蒙特卡罗辐射转移辐射流体动力学模拟：I。算法和数值方法

Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer: I. Algorithms and numerical methods

我们提出了一套新的数值方法，计算流体力学计算中的辐射压力项，特别关注大质量恒星的形成。的辐射力是确定从蒙特卡洛估计，并使详细的微观物理，包括多色辐射和各向异性散射，在自由流动和光学厚度的限制，一个完整的治疗。由于新的方法是计算要求，我们已经开发了两种新的方法，加快算法。第一个是光子包分裂算法，使非常光学厚的区域中的蒙特卡罗过程的有效治疗。第二个是一个并行化的方法，分布在许多情况下的流体动力学域的蒙特卡罗工作量，从而在良好的缩放的辐射步骤。我们还描述了一个下沉粒子的方法，使我们能够遵循吸积到，和增长，原恒星的实施。我们详细介绍了新算法的广泛测试和基准测试的结果。

太阳色球层辐射冷却和加热的近似

Approximations for radiative cooling and heating in the solar chromosphere

上下文太阳色球层中的辐射能量平衡由LTE形成的强谱线主导。在三维含时磁流体模拟中，求解完整的辐射转移方程和统计平衡方程在计算上是困难的。目标。寻找计算太阳色球条件下主谱线辐射能量平衡的简单方法。方法.我们使用详细的计算在时间相关的和二维MHD快照导出的辐射冷却和加热的经验公式。结果中性氢线和莱曼连续谱中的辐射冷却，单电离钙的H和K以及红内三重线和单电离镁的h和k线可以写成光学薄发射（取决于温度），逃逸概率（取决于柱质量）和电离分数（取决于温度）的产物。在色球层的冷袋中，同样的跃迁对气体的加热也有贡献，对于这些过程可以导出类似的公式。最后，我们推导出一个简单的配方，从入射的日冕辐射的色球层的辐射加热。我们将我们的配方与详细的结果进行比较，并对配方的准确性和适用性进行评论。

辐射冷却冕环横向振荡的数值模拟

Numerical simulations of transverse oscillations in radiatively cooling coronal loops

我们的目的是研究辐射冷却对日冕环的固定扭结振荡的影响。利用FLASH程序求解了三维理想磁流体动力学方程组。我们的模型包括一个直的，密度增强和重力分层的磁通量管。我们最初扰动系统，导致横向振荡的结构，并遵循其演变的一些时期。一个现实的辐射冷却实施。结果进行了比较，可用的分析理论。我们发现，在线性制度（即低振幅扰动和缓慢冷却）的周期和阻尼时间是在很好的符合理论。冷却导致振荡幅度的放大。然而，冷却和非冷却情况之间的差异很小（6次振荡后约为6%）。在实际冷却的高振幅运行中，不稳定性使环路变形，导致阻尼增加。在这种情况下，冷却和非冷却之间的差异仍然可以忽略不计，约为12%。还进行了一组具有更高密度回路的模拟，以探索当冷却在非常短的时间（tcool = 100 s）内发生时会发生什么。我们加强了以前的分析研究的结果，指出由于冷却的放大是无效的，其对振荡特性的影响很小，至少对于这里所示的情况下。此外，即使在快速冷却的情况下，在高振幅运行中也存在相对较强的阻尼，这表明冷却不太可能单独解释所观察到的与耀斑相关的冕环无阻尼振荡。这些结果可能是显着的，在日冕地震学领域，使其应用于日冕环振荡与观察到的淡出或冷却行为。

辐射冷却II：密度和金属含量的影响

Radiative Cooling II: Effects of Density and Metallicity

This work follows Lykins et al. discussion of classic plasma cooling function at low density and solar metallicity. Here we focus on how the cooling function changes over a wide range of density (n_H<10^12 cm^(-3)) and metallicity (Z<30Z _sun ). We find that high densities enhance the ionization of elements such as hydrogen and helium until they reach local thermodynamic equilibrium. By charge transfer, the metallicity changes the ionization of hydrogen when it is partially ionized. We describe the total cooling function as a sum of four parts: those due to H&He, the heavy elements, electron-e…

原行星盘中含动态尘埃与冷却率的垂直剪切不稳定性流体动力学模拟

Hydrodynamical simulations of the vertical shear instability with dynamic dust and cooling rates in protoplanetary disks

本研究通过原行星盘二维流体动力学模拟，探究垂直剪切不稳定性（VSI）与动态尘埃、冷却率的相互作用，发现三者可形成平衡厚尘埃层，平衡态依赖尘埃尺寸与尘气比，为原行星盘尘埃演化与星子形成研究提供新依据。

宁静太阳对流区和日冕的MHD模式中的辐射冷却

Radiative Cooling in MHD Models of the Quiet Sun Convection Zone and Corona

我们提出了一系列的数值模拟安静的太阳等离子体线程的磁场，从上层对流区延伸到低日冕。我们讨论了一个有效的，简化的近似物理的光学厚辐射传输通过表面层，并调查对流湍流的影响，在最初的单极（开放领域）地区的太阳大气层的磁结构。我们发现，净坡印亭通量低于表面是平均指向内部，而在光球层和色球层的电磁能的净流量是向外进入日冕。由快速辐射冷却驱动的这些层之间的翻转对流运动似乎是电磁能反向通量的能量来源。

耦合流体力学与共动坐标系辐射转移：I. OB和WR星的统一方法

Coupling hydrodynamics with comoving frame radiative transfer: I. A unified approach for OB and WR stars

背景：二十多年来，恒星大气代码一直用于推导大质量恒星的恒星和风参数。虽然它们已经成为一个强大的工具，并充分再现所观察到的光谱外观，它们几乎不能用于测量参数以上。一个主要的障碍是由于使用规定的质量损失率和风速场，计算的辐射场和风层结之间的不一致。目标：我们提出了新一代流体动力学一致的非局部热平衡（非LTE）恒星大气模型，允许辐射驱动的恒星风的详细研究的概念。作为第一个演示，这种新的模型被应用到一个大质量的O型星。方法：采用正交设计法在早期工作的基础上，PoWR代码已被扩展，可选择一致地求解流体动力学方程以及统计方程和辐射转移，以获得流体动力学一致的大气层结。在这些模型中，整个速度场迭代更新连同质量损失率的调整。结果：概述了使用共运动坐标系辐射转移获得流体力学一致模型的概念。为了提供一个有用的基准，我们提出了一个演示模型，这是出于描述研究的O 4超巨星Zeta Pup。所获得的恒星和风参数在目前的文献值范围内。结论：第一次，PoWR代码已被用来获得一个流体动力学一致的大质量O星模型。这是通过对早期用于沃尔夫-拉叶星的概念进行深刻修改而实现的。速度场是由各种因素形成的，这些因素对辐射加速度有贡献，特别是在外部风中。(...)

盘自引力和辐射冷却对年轻行星形成间隙和螺旋的影响

The effects of disk self-gravity and radiative cooling on the formation of gaps and spirals by young planets

我们进行了二维流体动力学模拟，研究磁盘的自重和辐射冷却的影响，形成的差距和螺旋。(1)在考虑了盘的自引力后，我们发现在更大质量的盘中存在更强、更紧密缠绕的螺旋和更深的间隙。更深的间隙是由于更大质量的圆盘中激发的波的更大的角动量通量（AMF），正如线性理论所预期的那样。次级间隙的位置不会改变，前提是盘不是特别大（$Q \gtrsim 2$）。(2)在辐射冷却的情况下，随着磁盘冷却时间的增加，激发的螺旋变得单调地更加开放（不那么紧密缠绕）。另一方面，当冷却时间从一个小值增加到$\sim 1/Ω$时，螺旋的振幅和强度减小，但是当冷却时间继续增加时，振幅又开始增加。这表明辐射耗散对于具有$T_{cool}\sim$ 1的波变得重要。因此，当冷却时间变为$\sim 1/Ω$时，诱导的初级间隙变窄，次级间隙变得明显变浅。当存在二次间隙时，二次间隙的位置从快冷工况向慢冷工况移动。间隙特性对冷却时间尺度的依赖性（例如在AS 209中）提供了一种新的方式来约束盘的光学深度，从而约束盘的表面密度。

Hinode EIS观测太阳耀斑环中等离子体组成演变及辐射冷却过程

Hinode EIS Observations of Plasma Composition Evolution and Radiative Cooling of Solar Flare Loops

Hinode EIS观测揭示太阳耀斑环中等离子体组成变化影响其辐射冷却速率，通过分析不同区域的冷却时间和FIP偏倚差异，揭示了等离子体组成演变对耀斑环动态的潜在影响。

日冕等离子体的冷却。iv：循环的灾难性冷却

The Cooling of Coronal Plasmas. iv: Catastrophic Cooling of Loops

我们研究了日冕环的辐射冷却，并证明了最近发现的灾难性冷却（Reale和Landi，2012）是由于环无法维持低于临界温度的辐射/焓冷却，在耀斑中可以是> 1 MK，在活动区域中可以是0.5 - 1 MK，在长的纤细环中可以是0.1 MK。灾难性冷却的特征是日冕温度迅速下降，而日冕密度变化很小。推导出了临界温度的解析表达式，并与数值计算结果进行了比较。这种效应在很大程度上限制了日冕等离子体在临界温度以下的寿命。

冷恒星大气三维MHD区域分解模拟的散射辐射转移

Radiative transfer with scattering for domain-decomposed 3D MHD simulations of cool stellar atmospheres

我们提出了一个辐射转移求解器的相干散射的辐射磁流体动力学（MHD）模拟恒星表面对流的新BIFROST代码的实现。该代码是完全并行使用MPI域分解，这允许大的网格尺寸和提高分辨率的流体动力结构。在忽略磁场的情况下，我们应用该程序模拟了太阳型恒星的表面颗粒化，并研究了相干散射对大气结构的重要性。在辐射转移方程中加入了散射项，需要对辐射场进行迭代计算。我们使用一个短的特征为基础的高斯-赛德尔加速计划来计算能量方程的辐射通量发散。相干散射的影响进行了测试，通过比较的温度分层的三个三维的时间依赖的流体动力学大气模型的太阳型恒星：没有散射，连续散射，连续和线散射。我们表明，连续散射没有显着的影响光球温度结构的恒星像太阳。然而，包括线覆盖中的散射，导致温度降低约350 K，低于log τ <-4。这种效应与辐射平衡中的一维流体静力学模型相反，在辐射平衡中，散射减少了光球高层强LTE线的冷却效应。相干线散射也改变了在高层大气中的温度分布，在那里我们观察到更强的波动相比，真正的吸收线的治疗。

演化恒星的三维流体动力学模拟与恒星表面观测

3D hydrodynamical simulations of evolved stars and observations of stellar surfaces

演化星是最大和最亮的恒星之一，它们是新一代灵敏、高分辨率仪器的理想目标，这些仪器提供分光光度、干涉测量、天体测量和成像观测。复杂的恒星表面图像的解释，需要考虑到与现实的输入物理多维时间相关的辐射流体动力学的恒星对流的数值模拟。我们展示了如何使用辐射流体动力学代码CO5BOLD获得演化的恒星模拟，以及如何使用后处理辐射转移代码Optim3D计算精确的观测值。观测和理论工作之间的协同作用得到了使用这些模拟的适当和定量分析的支持，并受到观测方面的强约束。

Pitch Angle Anisotropy Controls Particle Acceleration and Cooling in Radiative Relativistic Plasma Turbulence

Nature's most powerful high-energy sources are capable of accelerating particles to high energy and radiate it away on extremely short timescales, even shorter than the light crossing time of the system. It is yet unclear what physical processes can produce such an efficient acceleration, despite the copious radiative losses. By means of radiative particle-in-cell simulations, we show that magnetically dominated turbulence in pair plasmas subject to strong synchrotron cooling generates a nonthermal particle spectrum with a hard power-law range (slope $p \sim 1$) within a few eddy turnover time…

利用演化恒星三维流体动力学模拟观测恒星表面的途径

Pathways for Observing Stellar Surfaces Using 3D Hydrodynamical Simulations of Evolved Stars

演化星是最大和最亮的恒星之一，它们是新一代灵敏的高分辨率仪器的理想目标，这些仪器提供分光光度计，干涉仪，天体测量和成像观测。复杂的恒星表面图像的解释，需要考虑到与现实的输入物理多维时间相关的辐射流体动力学的恒星对流的数值模拟。我们展示了如何使用辐射流体动力学代码CO5BOLD获得演化的恒星模拟，以及如何使用后处理辐射转移代码Optim3D计算精确的观测值。观测和理论工作之间的协同作用得到了使用这些模拟进行的适当和定量分析的支持，并受到观测方面的强约束。

辐射损失在脉冲加热日冕环/束的晚期演化中的作用

The role of radiative losses in the late evolution of pulse-heated coronal loops/strands

光学薄等离子体的辐射损失是模拟日冕中等离子体的一个重要因素。光谱模型不断更新，以包括来自更多谱线的发射，对辐射损失有显著影响，特别是在1 MK左右。我们调查的影响，改变辐射损失的温度依赖性，由于升级的光谱代码的预测从建模等离子体局限在太阳日冕。流体动力学模拟的脉冲加热环股重新比较使用旧的和最近的辐射损失函数的结果。我们发现显着的变化，在等离子体冷却的后期阶段的等离子体演化：当最近的辐射损耗曲线被使用时，等离子体冷却速率显着增加时，温度达到1-2 MK。当等离子体密度大于阈值时，这种更快速的冷却发生，并且因此在导致回路等离子体变得过密的脉冲加热模型中。当温度低于2 MK时，快速冷却使日冕等离子体的辐射测量分布的斜率变陡。辐射损失曲线变化的影响对于模拟脉冲加热日冕环演化的后期阶段非常重要，更一般地说，对于模拟热不稳定的光学薄等离子体也非常重要。

自引力吸积盘的SPH模拟的收敛：对辐射冷却实现的敏感性

Convergence of SPH simulations of self-gravitating accretion discs: Sensitivity to the implementation of radiative cooling

最近Meru和Bate使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）代码对自引力吸积盘进行了模拟，这被解释为意味着三维全球盘比二维局部模型更容易破碎。随后，全球和当地的二维模型已被证明显示出类似的破碎性能，留下的三维结果是否反映了物理效应或数值问题与冷却或人工粘度的治疗SPH尚不清楚。在这里，我们研究如何碎片的自引力盘流SPH取决于实施冷却。我们运行圆盘模拟，比较一个简单的冷却方案，其中每个粒子失去能量的基础上，其每单位质量的内能，与一种方法，其中的冷却是来自一个平滑的内能密度场。对于简单的每粒子冷却计划，我们发现一个显着增加的最小冷却时间尺度的碎片分辨率的增加，匹配以前的结果。切换到平滑冷却，但是，结果在较低的临界冷却时间尺度，并在最高的空间分辨率测试收敛的初步证据。我们的结论是，使用SPH的碎裂精度研究需要仔细考虑如何冷却（和，可能，人工粘度）实施，并在以前的模拟中看到的破碎边界的明显不收敛很可能是一个数值效应。在实际的圆盘中，冷却在物理上被辐射转移效应所平滑，碎裂边界可能从二维值偏移一个因子，该因子仅为1的量级。

用蒙特卡罗辐射转移II进行大质量恒星形成的辐射流体动力学模拟。25太阳质量恒星的形成

Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer II. The formation of a 25 solar-mass star

本文采用基于蒙特卡罗的辐射流体力学（RHD）方法对大质量恒星的形成过程进行了数值模拟。恒星通过随机的盘吸积形成，并产生快速的辐射驱动的双极腔。我们发现，演化的下落率（被认为是质量通量跨越1500 AU的球形边界），吸积率到原恒星上，与观测约束大致一致。在35kyr之后，恒星的质量为25个太阳质量，被一个质量为7个太阳质量，半径为1500 au的圆盘包围，我们发现圆盘的速度场接近开普勒。这些结果再一次与最近对正在形成的大质量恒星周围的圆盘进行的高分辨率研究相一致。RHD模型的合成成像显示出与近红外和远红外观测的良好一致性，但可能与观测结果相冲突，这些观测结果表明MYSO在天空中通常是24.5微米处圆形对称的。分子线模拟的CH3CN过渡比较以及与观测的表面亮度和线宽，并表明它应该是可能的，可靠地提取原恒星质量从这样的观测。

天体物理学上重要分子的辐射寿命和冷却功能

Radiative lifetimes and cooling functions for astrophysically important molecules

作为ExoMol项目的一部分生成的广泛的线列表用于计算单个旋转，旋转振动和旋转振动激发态的寿命，以及通过对所有偶极允许的相关状态的跃迁求和来计算温度依赖的冷却功能。给出了SiO、CaH、AlO、ScH、H $_2$ O和甲烷的结果。CH $_4$的结果是特别不寻常的，具有4个激发态，没有偶极允许的衰变路线，以及其他几个衰变导致特别长的寿命。这些寿命数据应该是有用的微波激射器的模型和临界密度的估计，并可以提供一个与实验室测量的链接。冷却功能在恒星和行星形成中很重要。

Turbulent radiative diffusion and turbulent Newtonian cooling

Radiation transport plays important roles in stellar atmospheres, but the effects of turbulence are being obscured by other effects such as stratification. Using radiative hydrodynamic simulations of forced turbulence, we determine the decay rates of sinusoidal large-scale temperature perturbations of different wavenumbers in the optically thick and thin regimes. Increasing the wavenumber increases the rate of decay in both regimes, but this effect is much weaker than for the usual turbulent diffusion of passive scalars, where the increase is quadratic for small wavenumbers. The turbulent deca…

光学薄辐射磁流体动力学中的降温激波——解析与数值结果

Temperature-reducing shocks in optically-thin radiative MHD -- analytical and numerical results

本文研究了光学薄辐射磁流体力学中的降温激波，通过半解析解和磁重联数值模拟证明降温与加热激波同时存在，揭示了局部辐射损失增强导致显著降温的机制，对理解天体物理等离子体的热演化具有重要意义。