Machine Learning and Cosmological Simulations II: Hydrodynamical Simulations
我们扩展了机器学习（ML）框架之前提出的模型星系形成和演化的层次宇宙中使用N体+流体动力学模拟。在这项工作中，我们表明，ML是一个很有前途的技术来研究星系形成的背景下的流体动力学模拟。我们使用Illustris Simulation来训练和测试各种复杂的机器学习算法。通过只使用必要的暗物质晕物理性质，没有合并的历史，我们的模型预测的气体质量，恒星质量，黑洞质量，恒星形成率，$g-r$颜色，恒星金属丰度相当强劲。我们的研究结果提供了一个独特的和强大的唯象框架，探索星系晕连接，是建立在固体流体动力学模拟。所列出的星系属性的有前途的再现证明了ML作为一个有前途的和一个显着更有效的计算工具来研究小尺度结构的形成。我们发现ML在短短几分钟的计算时间内惊人地模仿了一个完整的流体动力学模拟。ML模拟的星系人口，而不是数字相同的插图，是统计和物理鲁棒性，并遵循相同的基本观测约束。机器学习提供了一种有趣且有前途的技术，可以在未来创建快速的模拟星系目录。
2016-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO project I: Reproducing the inefficiency of galaxy formation across cosmic time with a large sample of cosmological hydrodynamical simulations
我们介绍项目NIHAO（一百天体物理学对象的数值研究），一组100宇宙放大流体动力学模拟使用汽油代码，改进的SPH算法的实现。在我们的研究中的晕范围从矮银河系的质量，并代表合并的历史，浓度和自旋参数的无偏采样。粒子质量和力软化的选择，以解决质量分布在所有质量维里半径的1%以下，确保星系半光半径得到很好的解决。对每个天体采用相同的恒星形成和恒星反馈处理，模拟的星系再现了观测到的星系形成在宇宙时间内的低效率，表现为恒星质量与晕质量的关系，以及恒星形成速率与恒星质量的关系。因此，我们得出结论，恒星反馈是限制质量小于银河系的星系中恒星形成效率所需的主要物理学因素。
2015-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation History of Dwarf Galaxies in Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们检查过去和目前的工作在宇宙流体动力学模拟的矮星系的恒星形成（SF）的历史。从不同的数值方法得到的结果仍然有些混合，但如果我们考虑到数值和分辨率的影响，差异是可以理解的。在冷暗物质模型的宇宙学背景下，模拟矮星系后期SF历史的偶发性质仍然是一个挑战。在下一代超级计算机上采用大规模流体动力学模拟来解决矮星系SF历史的奥秘还需要做更多的工作。
2009-10-01 astro-ph.CO
Heavy dust obscuration of z=7 galaxies in a cosmological hydrodynamic simulation
哈勃太空望远镜的宽视场相机3/IR观测显示，星系在z~7有非常蓝色的紫外线（UV）颜色，与这些系统是由年轻的恒星星族为主，适度或很少衰减的尘埃。利用高分辨率自适应网格加密宇宙流体动力学模拟方法，在标准冷暗物质模型下研究了高z星系的紫外和光学性质.为此，我们对198个恒星质量为5 × 10 ^8 - 3 × 10 ^{10} Msun的星系进行了全色三维尘埃辐射转移计算，计算参数包括尘埃-金属比、消光曲线和恒星直接逃逸光分数（\fesc）。我们的恒星质量函数被发现与Gonzalez等人，与这些参数无关。我们发现，我们的严重尘埃衰减的星系（A_V~1.8）也可以合理地匹配适度的紫外光学颜色，蓝色的紫外线斜率，以及紫外光度函数，提供了一个显着的分数（~10%）的光直接逃离他们。观测到的紫外线斜率和散射可以用小麦哲伦云类型的消光曲线更好地解释，而银河系类型的尘埃预测由于2175 A的撞击而导致的太蓝的紫外线颜色。我们预计ALMA即将进行的观测将能够测试这个严重模糊的模型。
2013-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological hydrodynamics with relativistic pressure and velocity
我们提出了流体动力学方程与相对论性的压力和速度在弱引力的存在下，在宇宙学的背景。以前我们一直导出Minkowski背景下的弱引力下的狭义相对论流体力学方程。对于相对论性的压力和速度，人们不能通过闵可夫斯基背景下的方程的简单变换导出宇宙学的对应物。在这里，我们提出一个适当的推导。指出相对论压力和速度在引力透镜中的潜在重要性。
2018-10-27 astro-ph.CO gr-qc
Modified Gravity-GADGET: A new code for cosmological hydrodynamical simulations of modified gravity models
我们提出了一个新的大规模并行程序的N体和宇宙流体动力学模拟的修改重力模型。该代码采用多重网格加速牛顿-高斯-赛德尔松弛求解器的自适应网格，有效地解决了修改后的重力模型的标量自由度的扰动。由于这种新算法是作为P-Gadget 3代码的一个模块实现的，因此它可以同时遵循P-Gadget 3中包含的重子物理学，例如流体力学，辐射冷却和恒星形成。我们证明，该代码的工作可靠，通过将其应用到简单的测试问题，可以解决分析，以及通过比较宇宙学模拟的结果从文献中。使用新的代码，我们进行了第一次非辐射和辐射宇宙学流体动力学模拟的f（R）-引力模型。我们还讨论了活动星系核反馈对物质功率谱的影响，以及重子过程的影响和引力修正之间的简并。
2013-05-10 astro-ph.CO
Self-Consistent Solution of Cosmological Radiation-Hydrodynamics and Chemical Ionization
我们考虑一个包含可压缩流体力学、限流扩散辐射输运和化学电离动力学的PDE系统。在算子分裂的框架下，宇宙流体动力学方程通过分段抛物方法求解，如在恩佐社区流体动力学代码中实现的。模型的其余部分，包括辐射输运，化学电离动力学和气体能量反馈，形成一个刚性耦合PDE系统，我们使用全隐式不精确牛顿法求解，这是本文的关键。内部线性牛顿系统的解决使用Schur补充制定，并采用多重网格预处理共轭梯度求解器的内部Schur系统。我们描述了这种方法，并提供了一套测试问题的结果，证明其准确性，鲁棒性和可扩展性非常大的问题。
2009-06-12 astro-ph.CO
Hydrodynamic methods and sub-resolution models for cosmological simulations
该研究聚焦宇宙学模拟，综述其中流体动力学方法及亚分辨率模型，以捕捉分辨率下的天体物理过程，助力理解宇宙结构与星系演化，且强调高效数值代码的重要性。
2025-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical model for non-thermal pressure in galaxy clusters - II. Comparison with cosmological hydrodynamics simulation
星系团内部的湍流气体运动为团内气体提供了不可忽略的非热压力支持。如果不纠正，它会导致系统的偏见，在估计集群质量的X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的观测假设流体静力学平衡，并影响解释的SZ功率谱的测量和集群外围的观测正在进行和即将到来的大型集群调查。最近，Shi和Komatsu开发了一个分析模型，用于预测由团簇质量增长产生的团簇内气体的动力学随机运动所贡献的非热压力的半径，质量和红移依赖性。在本文中，我们比较了这个分析模型的预测，一个国家的最先进的宇宙流体动力学模拟。由于不同的质量增长历史导致不同的非热压力，我们对65个模拟的星系团进行了逐团比较。我们发现一个很好的协议之间的建模和模拟的非热压力分布。我们的研究结果开辟了可能性，使用的分析模型，以纠正系统的偏见，在质量估计的星系团。我们还讨论了测试的物理图像的内部集群非热气体运动的演变，以及如何进一步提高分析建模，这可能有助于实现非热现象的统一理解星系团。
2015-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Profiles of cosmic filaments since z=4.0 in cosmological hydrodynamical simulation
很大一部分低红移的重子仍然没有被探测到。大多数失踪的重子被认为存在于大尺度的宇宙细丝中。了解暗条中重子的分布对于寻找失踪的重子是至关重要的。我们在宇宙流体动力学模拟中研究了自$z=4.0$以来的宇宙细丝的性质，着重于垂直于细丝棘的密度和温度分布。我们的定量评估证实了$z=2$后粗而突出的细丝的快速生长。我们发现，自$z=4.0$以来，纤维的局部线密度与纤维的局部直径存在相关性。在不同宽度的暗条中，暗物质和重子气体的平均密度分布都具有自相似性，可以用等温单β模型描述。典型气体温度随丝宽的增加而增加，对于宽度为$D_{fil} \gtrsim 4.0 \rm{Mpc}$的丝，典型气体温度高于$10^6$ K，这将是利用热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应寻找丢失重子的最佳目标.在含有$D_{fil} \gtrsim 4.0 \rm{Mpc}$的暗条中，从边界到内核区域的温度显著升高，这可能是由于吸积激波的加热，而含有$D_{fil}< 4.0 \rm{Mpc}$的暗条中的温度升高平缓。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic correlations of galaxy sizes in a hydrodynamical cosmological simulation
测量的星系半径和那些预测的基本面（FP）之间的残差是弱透镜放大率的可能示踪剂。然而，观测表明，这些系统与大规模结构相关。我们利用Horizon-AGN流体动力学宇宙学模拟在$z=0.06$上分析了椭圆星系（早期型）和螺旋星系（晚期型）的这些内在尺寸相关（ISC）。我们将单独的FP拟合到每个样本，在每种情况下都找到类似分布的半径残差$λ$。在螺旋星系的情况下，我们发现持续的$λλ$相关性超过三维分离$0.5-17\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$，在$>3σ$的意义。当放松质量选择，适用于更好的协议与星系聚类的限制，螺旋$λλ$检测加强$9σ$ ;我们检测到$5σ$密度$λ$相关性;我们观察到本质上大的螺旋集群更强烈地比小螺旋规模$\lesssim10\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$，在$>5σ$的意义。相反，与文献一致，我们观察到质量较低，本质上小的椭圆星系集群更强烈地超过规模$0.5-17\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$，在$>5σ$的意义比他们的大同行。我们模型$λλ$的相关性，使用唯象的非线性尺寸模型，并预测宇宙收敛分析的污染水平。我们发现系统的贡献是类似的顺序，或占主导地位的宇宙学信号。我们做了一个模拟测量的内在的，系统的投影表面质量密度$Σ(r)$的贡献，并发现统计上显着的，低振幅，积极（消极）的贡献，从低质量的螺旋（椭圆），这可能是大规模（$\gtrsi…
2023-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially adaptive radiation-hydrodynamical simulations of galaxy formation during cosmological reionization
我们提出了一套宇宙学辐射流体动力学模拟的星系组装驱动的星系际介质（IGM）在z >~ 6的再电离。模拟帐户的流体动力学反馈光电离加热和爆炸的大质量恒星超新星（SNe）。我们的参考模拟是在一个尺寸为25兆秒差距/小时的盒子中使用2 x 512 ^3个粒子进行的，产生了合理的再电离历史，并与观察到的星系紫外光度函数相匹配。不同的盒子大小和分辨率的模拟被用来研究数值收敛，和模拟中，无论是SNe或光电离加热或两者都被关闭，被用来研究从恒星形成的反馈的作用。电离辐射的处理使用精确的辐射转移在高空间自适应分辨率，在该流体动力学进行。SN反馈强烈地降低了恒星形成率（SFR）在几乎整个质量范围内的模拟星系，并需要产生SFR与观测一致。光加热有助于抑制低质量星系中的恒星形成，但它对宇宙SFR的影响很小。由于光热效应被强烈的SN反馈所掩盖，因此它不会在紫外星系光度函数上留下签名，尽管我们注意到我们的分辨率不足以模拟通过分子氢跃迁冷却的恒星形成迷你晕。光加热确实对再电离提供了强的正反馈，因为它平滑了IGM中的密度波动，这大大降低了IGM的复合率。我们的模拟表明，一个紧密的非线性耦合的星系形成和再电离，激发需要准确和同时列入的光加热和SN反馈模型的早期宇宙。
2015-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interpreting Cosmological Information from Neural Networks in the Hydrodynamic Universe
Foundation for Research and Technology—Hellas（希腊研究与技术基金会）；Department of Physics, University of Crete（克里特大学物理系）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平托研究所计算天体物理中心）
本研究通过分析神经网络在流体宇宙模拟中的表现，揭示其在高密度和低密度区域提取宇宙学信息的能力，证明神经网络在裁剪参数后仍能保持良好的宇宙学约束力。
2026-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Exact Solution to Standard Model Hydrodynamic Cosmological Perturbation Theory and its Implications for Acoustic Oscillations
本文给出物质主导绝热流体动力学时代标准模型宇宙学微扰理论的超几何函数形式精确解，发现其仅高频振荡且存在最大波长，该波长为声学振荡提供了视界。
2025-02-20 astro-ph.CO gr-qc
The origin of ICM enrichment in the outskirts of present-day galaxy clusters from cosmological hydrodynamical simulations
附近星系团外围的星系团内介质（ICM）富集水平的均匀性表明，在团簇形成之前，化学元素就已经沉积并广泛扩散到星系际介质中。这一观测证据得到了宇宙学流体动力学模拟的数值结果的支持，如Biffi et al.（2017）所述，包括来自活动星系核的热反馈效应。在这里，我们进一步调查这一图片，通过追溯时间的空间起源和金属丰度演化的气体居住在z=0的模拟星系团的外围。在这些区域，我们发现铁丰度的大分布，包括高度富集气体的成分，已经存在于z=2。在z>1时，现在外围的气体分布在主星团数十维里半径的范围内，并且已经在高红移晕中富集。在z=2时，z=0时最富铁的气体中约有40%没有存在于该地区任何质量超过1 e11 Msun/h的晕中，但其平均铁丰度已经是0.4，w.r.t.。Anders & Grevesse（1989）的太阳值。这证实了ICM在现今星系团外围的原位富集并没有发挥重要作用，其均匀的金属丰度是低金属丰度和预富集（z>2）气体从扩散组分和通过合并子结构吸积的结果。这些发现不依赖于集群的质量，也不依赖于其核心属性。
2018-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Metals in Cosmological Hydrodynamical Simulations of Dwarf Disk Galaxies
我们研究的化学性质的5个宇宙学流体动力学模拟的M33类盘星系已被证明是一致的形态特征和批量标度关系预期的晚型螺旋。这些模拟是在宇宙学背景下制作星系（MaGICC）项目的一部分，在该项目中，恒星反馈被调整为与恒星质量-晕质量关系相匹配。每种实现都采用了相同的初始条件和组装历史，但在其基础重子物理学规定方面彼此不同，包括（a）每个超新星能量耦合到ISM的效率，（b）与大质量恒星辐射压力相关的反馈的影响，（c）II型SNe残留物辐射冷却的最小关闭时间的作用，（d）金属扩散的处理，以及（e）改变IMF。我们的分析集中在由此产生的恒星金属丰度分布函数（MDF）在每个模拟（类似）的“太阳邻域”和中央“凸起”区域。我们比较了模拟的MDF的偏度，峰度和分散（四分位数间，十分位数间，百分位数间和十分之一百分位数间区域）与经验太阳邻域和本地群矮星。我们发现，模拟光盘的MDFs更负偏态，具有较高的峰度，比当地观察到的。我们可以追踪这种差异的模拟的紧密和相关的年龄-金属丰度关系（与银河系相比），这表明这些关系内的“矮”盘可能比L* 盘和/或恒星轨道重新分布的程度更陡峭和迁移推断本地还没有被捕获在他们的整体，在我们的模拟的分辨率。强调了金属扩散在改善极贫金属恒星过度生产方面的重要作用。
2012-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamic Simulation of Non-thermal Pressure Profiles of Galaxy Clusters
来自星系团的X射线和微波观测的宇宙学约束受到系统不确定性的影响。星系团内部气体运动引起的非热压力支持是天体物理不确定性的主要来源之一。使用质量有限的样本的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，我们的非热的压力分数的配置文件的特点，并研究其依赖于红移，质量和质量吸积率。我们发现，当星系团半径定义为宇宙的平均物质密度而不是通常使用的临界密度时，非热压力分数分布在整个红移范围内是普适的。当星系团半径以宇宙平均物质密度定义时，气体速度各向异性分布具有很强的普适性.然而，我们发现，非热压力分数是强烈依赖于质量吸积率的星系团。我们提供了通用的非热压力分数和速度各向异性的星系团，这应该是有用的建模天体物理学的不确定性，使用星系团作为宇宙学探测器中的气体轮廓的拟合公式。
2014-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass-Metallicity Relation from Cosmological Hydrodynamical Simulations and X-ray Observations of Galaxy Groups and Clusters
最近对星系团的X射线观测表明，星系团内介质（ICM）金属丰度在空间和时间上的分布是非常均匀的。在本文中，我们分析了大样本的模拟物体，从贫团到富团簇，以研究金属丰度和相关量对系统质量的依赖关系。模拟进行了改进版本的平滑粒子流体动力学\texttt{GADGET-3}代码，并考虑各种天体物理过程，包括辐射冷却，金属富集和反馈的恒星和活动星系核（AGN）。在模拟中获得的金属丰度和温度之间的标度在趋势和演变上与从两个数据样本中获得的观测结果一致，其特征在于广泛的质量和大的红移覆盖范围。我们发现团簇核心的铁丰度（$r<0.1R_{500}$）与温度没有相关性，也没有明显的演化。当金属丰度与总质量直接相关时，尺度不变性得到了证实。最佳拟合关系的斜率在最里面的区域（$r<0.5R_{500}$）是浅的（$β\sim-0.1$），并且在外面与零一致。我们调查的活动星系核反馈的影响，并发现它在产生一个恒定的值的外围金属丰度从集团集群的关键作用。这一发现进一步证实了早期浓缩的说法。
2019-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure evolution with cosmic backgrounds from radio to far infrared
该研究围绕从射电到亚毫米波段的宇宙背景辐射，探讨相关河外背景光源、21cm信号探测、宇宙背景光谱微小印记研究可行性及高红移透镜星系识别，助力宇宙结构与星系演化研究。
2025-03-21 astro-ph.CO
The dusty, albeit ultraviolet bright infancy of galaxies
最大的星系在宇宙还年轻的时候就获得了它们的质量。冷流猛烈地为这些年轻的星系提供了大量的新鲜气体，导致了非常有效的恒星形成。利用一个很好的解决星系形成的流体动力学模拟，我们证明，这些庞大的星系已经在大爆炸后几十亿年的地方。相反，当地的恒星形成星系，尘埃重新发射出大部分的恒星紫外线（UV）光在红外和亚毫米波长，我们的自洽模型的尘埃消光预测，相当大一部分的紫外光子应该逃离原始星系。这样一个模型使我们能够可靠地计算高红移物体的数量作为光度的函数，并产生紫外线光度与现有最深观测调查中测量到的光度密切匹配的星系。考虑到我们公认的星际介质（ISM）物理学模型仍然很简单，这个协议是非常好的。假设宇宙学参数被设置为它们目前所喜欢的值，则在整个红移范围从4到7内，虚紫外发光星系的光度函数（LF）与现有的数据相一致。尽管它们在短波长下有相当多的发射，我们预计，未来的亚毫米级设施（如ALMA）将探测到最亮紫外星系的对应物
2009-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Misaligned Angular Momentum in Hydrodynamic Cosmological Simulations: Warps, Outer Discs, and Thick Discs
我们提出了一个详细的分析盘星系形成在一个高分辨率的完全宇宙学模拟调查盘的外部区域的性质和它们的相关性的光盘形成过程。具体来说，我们专注于错位光盘组件的现象，并发现外光盘翘曲是一个后果的内部光盘和周围的热气晕之间的错位。当下沉的冷气体向星系中心下沉时，它会受到热气晕的强烈扭转。当新鲜气体到达中心盘形成区域时，其角动量与热气晕的自旋完全一致。如果热气体晕的旋转与内盘的旋转不一致，则会形成一个由新吸积的物质组成的不一致的外盘。内部和外部组件彼此错位，因为它们对下落的子结构和增生的反应不同。由于粘性角动量的损失，翘曲的圆盘为主要的气体圆盘提供能量，但翘曲中的少量恒星形成本身形成了一个低金属含量的厚圆盘。我们发现，解决恒星星族在翘曲星系在本地宇宙的观测可以提供这些过程的存在的证据，因此间接揭示了正在进行的气体吸积和热气晕的存在。
2010-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Sources of Reionization in Cosmological Radiation Hydrodynamics Simulations
我们使用Katz等人提出的光子通量和吸收示踪算法。2018年，研究不同质量的晕和不同年龄和金属量的恒星对宇宙再电离的贡献。我们采用了一套宇宙学的多频辐射流体动力学AMR模拟，仔细校准再现一个现实的再电离历史和星系的属性在$z \geq 6$。在我们的模拟中，质量为$10^9{\rm M_{\odot}}h^{-1}<M<10^{10}{\rm M_{\odot}}h^{-1}$的晕、金属丰度为$10^{-3}Z_{\odot}<Z<10^{-1.5}Z_{\odot}$的恒星和年龄为$3\,{\rm Myr} < t < 10 \, {\rm Myr}$的恒星在质量和体积上都主导了再电离。我们表明，来源，reflecting宇宙的体积大部分的$z=6$不一定是相同的来源，占主导地位的元银河系紫外线背景在相同的红移。我们进一步表明，在我们的模拟中，每种类型的源再电离的贡献是不均匀的不同的气相。IGM，CGM，灯丝，ISM和稀薄超新星加热气体都被不同类别的源光电离。碰撞电离在最低和最高密度下都有贡献。在早期阶段的个别HII气泡的形成，再电离进行与形成的同心壳的气体电离的不同类别的来源，导致大的温度变化作为一个函数的galacto-centric半径。因此，单个HII气泡的温度结构可能会让我们深入了解作为第一个电离源的星系的恒星形成历史。我们的探索性模拟突出了如何通过使用我们的光子示踪算…
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological hydrodynamical simulations of clustering dark energy with Nefertiti
The University of Tokyo（东京大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Université Paris-Cité（巴黎西岱大学）；Max–Planck–Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）
本文首次利用Nefertiti数值流体动力学代码模拟了非线性聚类暗能量，展示了暗能量扰动在小尺度上非线性发展，贡献约10%的总密度扰动，为引力透镜和动态探测提供信号。
2026-03-17 astro-ph.CO
Validity of Hydrostatic Equilibrium in Galaxy Clusters from Cosmological Hydrodynamical Simulations
我们使用最高分辨率的宇宙学流体动力学模拟之一，检查流体静力平衡（HSE）假设的星系团的有效性。我们定义和评估了几个有效质量项对应的欧拉方程的气体动力学，并量化的HSE的有效性程度方面的质量估计。我们发现，根据HSE假设估计的质量（HSE质量）偏离真实质量高达~ 30%。这种偏离HSE的程度与之前的说法一致，但我们的物理解释却大不相同。我们证明了欧拉方程中的惯性项对总质量的贡献可以忽略不计，而星系团的总引力由热气体压力梯度和气体加速项平衡。实际上，几乎所有半径处的加速度项都很好地解释了与HSE质量的偏差。我们还澄清了以前的工作中的混乱，由于不适当的应用的Jeans方程在考虑HSE的有效性从宇宙流体动力学模拟提取的气体动力学。
2013-02-21 astro-ph.CO
EvoL: The new Padova T-SPH parallel code for cosmological simulations - I. Basic code: gravity and hydrodynamics
我们提出EvoL，新发布的帕多瓦N体代码的宇宙学模拟的星系形成和演化。在本文中，基本的树+ SPH代码的介绍和分析，连同概述的软件体系结构。EvoL是一个灵活的并行Fortran 95代码，专门设计用于模拟星系团，星系和次星系尺度上的宇宙结构形成。EvoL是一个完全拉格朗日自适应代码，基于经典的八叉树和平滑粒子流体动力学算法。它包括一些特殊功能，如带有额外修正项的自适应软化长度，以及SPH和人工粘度的现代公式。它被设计为在多个CPU上并行运行，以优化性能并节省计算时间。我们详细描述了代码，并提出了一些标准的流体动力学测试的结果。
2009-12-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Hybrid Physical-Neural Simulator for Fast Cosmological Hydrodynamics
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Université Paris-Saclay（巴黎-萨克雷大学）；CEA（欧洲核子研究中心）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（原子分子影像研究所）
提出混合物理-神经模拟器，用可微粒子网格求解引力并用神经网络参数化流体动力学，实现高数据效率的宇宙学场级推断。
2025-10-30 astro-ph.CO cs.LG
Redshift Space Distortion of 21cm line at 1<z<5 with Cosmological Hydrodynamic Simulations
在k>1h/Mpc的标度下，测量了红移1<z3的中性氢气21 cm谱线的标度依赖性和红移依赖性<5 using full cosmological hydrodynamic simulations by taking the ratios between the power spectra of HI- dark matter cross correlation and dark matter auto-correlation. The neutral hydrogen distribution is computed in full cosmological hydrodynamic simulations including star formation and supernova feedback under a uniform ultra-violet background radiation. We find a significant scale dependence of HI bias at z>，但在较低的红移z<3时，它基本不变.在相同的红移范围内，HI偏置的红移演化相对慢于类星体。我们还测量了HI气体的红移空间畸变（RSD），以探索HI团簇的性质。拟合广泛应用的理论预测，我们发现，恒定的偏差是一致的，直接从实空间功率谱测量，和速度色散是轻微一…
2019-01-29 astro-ph.CO
Radiation Hydrodynamical Instabilities in Cosmological and Galactic Ionization Fronts
电离锋，即来自大质量恒星和星系的H/He电离光子在空间传播的尖锐辐射锋，从最早的时候起就在宇宙中无处不在。宇宙的黑暗时代随着大爆炸后几百万年第一批原始恒星和星系的形成而结束。数值模拟显示，这一时期的恒星质量非常大，质量为25 - 500个太阳，H II区的直径高达30，000光年。我们提出了三维辐射流体动力学计算，揭示了第一恒星和星系的I-前线容易发生剧烈的不稳定性，增强了早期星系际介质（IGM）中的紫外光子逃逸，并形成了超新星后来爆炸的clusional介质。第一颗超新星对这些团块的金属富集可能导致了第二代低质量恒星的迅速形成，深刻地改变了第一个原星系的性质。宇宙辐射流体动力学是独特的，因为电离光子在早期强烈地耦合到气体流动和原始化学，引入了不同特征时间尺度的层次结构，其相对大小在整个给定的计算中变化很大。我们描述了自适应多步集成方案，我们已经开发的自洽运输的宇宙学和银河系电离锋。
2010-12-09 astro-ph.CO
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
Bars in hydrodynamical cosmological simulations
我们研究了在完全宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系形成的两个酒吧的属性。在一种情况下，酒吧形成在一个系统中的光盘，凸起和晕组件，是相对强大和长，可以预期的系统中的球体强烈影响的演变。第二个棒不太强，较短，形成于一个没有明显凸起成分的星系中。我们研究了棒的强度和长度，沿棒和跨棒的恒星密度分布以及棒区的速度场。我们将它们与动态（理想化）模拟和观测结果进行比较，并发现，一般来说，一个很好的协议，虽然我们也发现了一些重要的差异。我们的研究结果表明，或多或少的现实酒吧可以自然形成的$Λ$ CDM宇宙学，并开辟了可能性，研究酒吧的形成过程中，一个更一致的方式比以前做的，因为主机星系生长，吸积物质和显着演变过程中的酒吧和演变。
2012-06-22 astro-ph.CO
Cosmological simulations with hydrodynamics of screened scalar-tensor gravity with non-universal coupling
在本文中，我们研究的影响，让暗物质和气体在宇宙中的耦合到标量场的介子模型，一个修改的引力理论，具有不同的耦合强度。我们还寻找一种方法来区分普遍和非普遍的观察耦合。该研究利用一系列流体动力学，宇宙学N体模拟进行，研究由此产生的功率谱和星系晕特性，如密度和温度分布。结果表明，在万有耦合的情况下，重子分数与$Λ$ CDM的偏差小于在整个晕中的非万有耦合的情况。同样的情况也出现在重子功率谱偏置中，重子功率谱偏置定义为气体与暗物质功率谱的比值。密度分布和功率谱与$Λ$ CDM参考值的偏差在暗物质和气体之间可以显著不同，因为暗物质的偏差大多大于气体中的偏差。
2015-10-23 astro-ph.CO
E pur si muove: Galiliean-invariant cosmological hydrodynamical simulations on a moving mesh
流体动力学宇宙学模拟目前通常采用拉格朗日SPH技术，或欧拉流体动力学的笛卡尔网格与自适应网格细化。这两种方法都有缺点，在某些情况下会对其准确性产生负面影响。我们在这里提出了一个新的计划，在很大程度上消除了这些弱点。它是基于一个移动的非结构化网格定义的一组离散点的Voronoi镶嵌。网格是用来解决理想流体动力学的双曲守恒律与有限体积法，基于二阶不分裂Goddom格式与精确的黎曼求解器。原则上，网格生成点可以任意移动。如果它们被选择为平稳的，则该格式等价于具有二阶精度的普通欧拉方法。如果它们以局部流的速度移动，则获得流体动力学的拉格朗日公式，该公式不会受到其他基于网格的拉格朗日方案中固有的网格失真限制。在这种模式下，我们的新方法是完全伽利略不变的，不像普通的欧拉代码，一个属性，是宇宙学模拟的重要性。此外，新方案可以自动连续地调整其空间分辨率，从而继承了SPH在模拟宇宙结构增长方面的主要优点。欧拉方法在处理激波方面的高精度得到保留，而接触不连续性的处理得到改进。我们将讨论如何实现这种方法在我们的新的并行代码AREPO，无论是在2D和3D。我们使用一套测试问题来检查新代码的性能，并认为它提供了一个有吸引力的和有竞争力的替代目前的SPH和欧拉技术。（节略）
2009-10-31 astro-ph.CO
The Borg Cube Simulation: Cosmological Hydrodynamics with CRK-SPH
下一代观测提出的一个具有挑战性的要求是从理论上把握重子对结构形成的影响。在这方面，模拟气体物理的宇宙流体动力学模拟至关重要。高度的建模灵活性存在于这个空间，重要的是要探索一系列的方法，以衡量模拟预测的准确性。我们目前的结果，从第一个宇宙学模拟保守再生核平滑粒子流体动力学（CRK-SPH）。我们采用两种模拟：一种是纯粹在重力作用下演化的，另一种是非辐射流体动力学的。每一个都包含2 × 2304^3个冷暗物质和重子粒子，在一个800 Mpc/h的盒子里。我们比较统计以前的非辐射模拟，包括功率谱，质量函数，重子分数，和浓度。我们发现气体的温度，熵和压力的自相似径向分布，并表明一个简单的分析模型恢复这些结果优于40%以上的两个数量级的质量。我们量化了晕中的非热压力支持水平，并证明了对于质量为10^15（10^13）Msun/h的晕，流体静力学质量估计值偏低24%（10%）。我们计算的热和运动的Sunyaev-Zel'dovich效应的角功率谱，并找到良好的协议与低l普朗克测量。最后，人工散射粒子之间的质量不等的有很大的影响重力只运行，我们强调更好地了解这个问题在流体动力学应用的重要性。这是第一次在模拟活动中使用CRK-SPH与未来的工作，包括亚分辨率气体处理。
2019-06-03 astro-ph.CO
Self-Consistent Modeling of Reionization in Cosmological Hydrodynamical Simulations
类星体和星系发出的紫外背景辐射（UVB）控制着星系际介质（IGM）的电离和热状态，调节着高红移星系的形成，因此是模拟宇宙再电离的关键量。绝大多数的宇宙学流体动力学模拟实现UVB通过一组空间均匀的光致电离和光热速率来自UVB合成模型。我们表明，模拟使用规范的UVB率reflection，也许更重要的是，虚假加热IGM，早得多的z ~ 15比他们应该。这个问题的出现是因为在z > 6时，不存在观测约束，UVB振幅太高。我们引入了一种新的方法来解决这个问题，我们产生自洽的光电离和光加热率模型任何选择的再电离的历史。按照这种方法，我们运行一套不同的再电离方案的流体动力学模拟，并探讨再电离的时间和随之而来的热注入对IGM的热状态的影响。我们提出了一个全面的研究IGM气体的压力平滑尺度，说明其依赖于氢和氦的再电离的细节，并认为它在解释莱曼α森林统计和热演化的IGM中起着基础性的作用。我们发现的过早的IGM加热意味着以前的工作可能大大高估了光电离反馈对星系形成的影响，这设置了能够形成高红移恒星的最小晕质量。我们公开了新的UVB光电离和光加热速率，以供未来的模拟使用。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Black hole evolution: III. Statistical properties of mass growth and spin evolution using large-scale hydrodynamical cosmological simulations
星系中心的超大质量黑洞（BH）可以通过气体吸积和合并迅速改变质量和自旋。使用流体动力学宇宙学模拟，BH增长和反馈的处方从活动星系核，我们研究了BH质量增长的演变是如何驱动的气体吸积和合并。使用半分析方法来演化自旋，我们还强调了负责驱动自旋的大小和方向作为宇宙时间的函数的机制。我们发现，在高红移宇宙星系保持大值的气体吸积到黑洞，因此是它们的质量和自旋演化的主要驱动力。在高红移下，冷气体的持续吸积倾向于使BH自旋与周围气体的角动量对齐，并使它们的大小最大化。相反，在低红移时，随着黑洞质量越来越大，星系的气体越来越少，双星合并对黑洞总质量增长的贡献也越来越大，特别是在高质量端，并且倾向于降低自旋的大小并改变它们的方向。
2014-02-25 astro-ph.CO
Inhomogeneous Reionization Models in Cosmological Hydrodynamical Simulations
在这项工作中，我们提出了一种新的混合方法来模拟宇宙流体动力学模拟中的再电离热效应。该方法改进了用于星系际介质（IGM）和星系形成的模拟的标准方法，而没有显着增加的计算成本，允许有效的探索参数空间。该方法使用了一个小的唯象输入参数集，并结合了半数值再电离模型，以解决拓扑结构的再电离和再电离加热IGM的近似模型，与大规模并行\texttt{Nyx}流体动力学代码，专门设计用于解决扩散IGM气体的结构。我们已经产生了几个大规模的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（$2048^3$，$L_{\rm box} = 40$ Mpc/h）与不同的瞬时和非均匀HI再电离模型，使用这种新的方法。我们研究了这些模型的IGM热性质，发现大尺度的温度波动远远超出了再电离结束。分析这些模型的一维通量功率谱，我们发现$\sim 50\%$的大尺度属性（低模式，$k\lesssim0.01$ s/km）的后再电离功率谱的差异，由于热涨落。我们表明，这些差异可以让人们区分不同的再电离方案已经与现有的LY $α$森林测量。最后，我们探讨的差异，在小尺度截止功率谱，我们发现，对于相同的热输入，模型显示出非常好的协议，提供的瞬时再电离模型的再电离红移发生在中点的非均匀模型。
2019-06-07 astro-ph.CO
Cosmological Hydrodynamic Simulations with Suppressed Variance in the Lyman-$α$ Forest Power Spectrum
我们测试了一种方法，以减少不必要的样本方差时，预测莱曼- $α$（ly $α$）森林功率谱宇宙流体动力学模拟。样本方差的产生是由于大尺度模式的稀疏采样，并通过非线性引力演化传播到小尺度。为了解决这个问题，我们生成初始条件，其中密度扰动幅度{ \it固定}到系综平均功率谱-并且在具有完全相反相位的{ \it对}中生成。我们运行$50$这样的模拟（$25$对），并通过测量在红移$z=2$，3和4的LY $α$ 1D和3D功率谱，比较它们的性能对$50$标准模拟。这两个集合都使用$40$ Mpc/h的周期盒，其中包含暗物质和气体的$512^3$粒子。作为一个典型的例子，改进，波数$k=0.25$ h/Mpc在$z=3$，我们发现的1D和3D功率谱的估计收敛$34$和$12$倍更快的配对固定合奏相比，一个标准的合奏。我们的结论是，通过减少所需的计算时间，以达到固定的预测功率谱的准确性，该方法释放资源的探索不同的热和宇宙学参数-最终允许提高精度和准确性的统计推断。
2018-11-14 astro-ph.CO
Differentiable Cosmological Hydrodynamics for Field-Level Inference and High Dimensional Parameter Constraints
提出一种基于JAX的完全可微宇宙学流体力学模拟方法diffhydro，通过反向传播求解Euler方程和Poisson方程，实现对次网格物理和宇宙学参数的快速采样及初始条件的场级推断。
2025-02-04 astro-ph.CO astro-ph.IM
An AI super-resolution field emulator for cosmological hydrodynamics: the Lyman-α forest
本文提出一种两阶段深度学习模型，结合低分辨率流体模拟和高分辨率初始条件，高效重建宇宙学重子场及莱曼-α森林可观测量，在保持亚百分比至10%以内误差的同时将计算时间减少约450倍。
2025-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Fuzzy Gasoline: Cosmological hydrodynamical simulations of dwarf galaxy formation with Fuzzy Dark Matter
本文利用新代码FUZZY-GASOLINE进行了首批FDM框架下的高分辨率流体动力学宇宙学模拟，发现FDM与重子过程通过不同机制影响暗物质核的形成，但恒星观测量与CDM模型高度相似，难以仅通过恒星观测区分两者。
2024-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Predicting the dark matter velocity distribution in galactic structures: tests against hydrodynamic cosmological simulations
减少银河系暗物质（DM）搜索中的理论不确定性是一个重要的挑战，因为几个实验现在正在深入研究与流行（粒子与否）候选者相关的参数空间。由于许多DM信号的预测依赖于DM速度分布的知识-直接搜索、被恒星捕获、p波抑制或Sommerdos增强的湮灭率、原始黑洞的微透镜效应等。有必要评估我们目前理论处理的准确性。除了麦克斯韦近似或特设外推宇宙学模拟的拟合，已经提出的方法，自洽地得出DM相空间分布只从银河系的详细质量内容和一些对称性假设（例如爱丁顿反演及其各向异性扩展）。虽然理论上是合理的，但这些方法仍然基于简化的假设，它们与真实星系的相关性可能受到质疑。在本文中，我们使用放大的宇宙学模拟来量化相关的不确定性。在各向同性的假设下，我们从模拟中测得的DM和重子含量预测了速度分布及其矩，并与真实结果进行了比较。作为输入银河系质量模型拟合完整的模拟数据，我们达到了一些速度相关的观测值的预测下降到10%，显着优于一些麦克斯韦模型。这个适度的理论错误在像盖亚任务这样的恒星调查应该允许我们改进银河系质量模型的约束的时候特别令人鼓舞。
2020-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Quenching Massive Galaxies with On-the-fly Feedback in Cosmological Hydrodynamic Simulations
今天的大质量星系通常不会形成恒星，尽管它们被热气体晕包围，中心冷却时间很短。这可能是由于某种形式的"淬火反馈"，如合并驱动的类星体活动或从中央黑洞出现的无线电喷流。在这里，我们实现这些现象的启发式处方内宇宙流体动力学模拟飞行。我们通过比较观测到的光度函数和颜色星等图SDSS来约束它们。我们发现，从合并淬火单独不会产生一个现实的红色序列，因为1 - 2 Gyr合并后的残留物吸积新的燃料和恒星形成重新点燃。相反，淬火通过不断添加热能热气体晕定量匹配的红色星系光度函数，并产生一个合理的红色序列。小的差异仍然存在-一个浅的红色序列斜率表明，我们的模型低估了金属的生产或保留在大规模的红色星系，而赤字的大规模的蓝色星系可能反映了这样一个事实，即观察到的加热是间歇性的，而不是连续的。总的来说，向热晕气体注入能量似乎是广泛产生红色和死亡的大质量星系的必要和充分条件。
2011-08-17 astro-ph.CO
High-Precision Galaxy Clustering Predictions from Small-Volume Hydrodynamical Simulations via Control Variates
本文提出利用控制变量法将小体积流体动力学模拟与匹配的仅引力模拟配对，学习星系-暗晕关联并结合大体积仅引力模拟，从而将星系聚类预测的有效体积提升约100倍，为下一代巡天提供高精度预测。
2024-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Learning effective physical laws for generating cosmological hydrodynamics with Lagrangian Deep Learning
Berkeley Center for Cosmological Physics（伯克利宇宙学物理中心）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Berkeley National Lab（劳伦斯伯克利国家实验室）
生成模型的目标是学习数据之间的复杂关系，以创建新的模拟数据，但目前的方法在非常高的维度上失败。当真实数据生成过程基于物理过程时，这些物理过程施加对称性和约束，并且可以通过学习底层物理的有效描述来创建生成模型，这使得能够将生成模型缩放到非常高的维度。在这项工作中，我们为此提出了拉格朗日深度学习（LDL），将其应用于学习宇宙流体动力学模拟的输出。该模型使用描述可观测量的粒子的拉格朗日位移层来学习有效的物理定律。位移被建模为一个有效的潜力，这明确满足平移和旋转不变性的梯度。学习参数的总数仅为10阶，并且它们可以被视为有效的理论参数。我们结合N体求解器FastPM与LDL，并将它们应用于广泛的宇宙学输出，从暗物质到恒星地图，气体密度和温度。LDL的计算成本比完整的流体动力学模拟低近四个数量级，但在相同的分辨率下，它优于它。我们实现了这一点，从初始条件到最终输出只有10层，与典型的宇宙学模拟数千个时间步长。这开辟了完全在这个框架内分析宇宙学观测的可能性，而不需要大型暗物质模拟。
2020-10-06 astro-ph.CO cs.LG
Luminosity Distribution of Gamma-Ray Burst Host Galaxies at redshift z=1 in Cosmological Smoothed Particle Hydrodynamic Simulations: Implications for the Metallicity Dependence of GRBs
利用星系形成的宇宙流体动力学模拟，研究了伽马射线暴（GRB）前身星系的金属丰度与宿主星系的概率分布函数（PDF）之间的关系.我们施加一个最大限度的气体金属丰度，伽玛暴可以发生，并检查如何预测亮度PDF的伽玛暴宿主星系的变化在模拟中。我们进行了Kolmogorov-Smirnov检验，结果表明，当我们假设核心坍缩超新星（SNe）跟踪恒星形成时，我们的模拟结果与观测到的SNe宿主星系的光度PDF是一致的。当我们假设伽玛暴只发生在一个低金属丰度的环境与$Z\lesssim 0.1 \Zsun$，伽玛暴发生在较低的光度星系，和模拟的光度PDF成为定量一致的观测光度PDF。尘埃消光对暗伽玛暴宿主星系的观测偏差可能是伽玛暴宿主星系光度较低的另一个原因，但在我们的模拟中，观测到的伽玛暴宿主星系的光度PDF不能完全由尘埃偏差重现。
2010-11-19 astro-ph.CO
Resummed Kinetic Field Theory: Using Mesoscopic Particle Hydrodynamics to Describe Baryonic Matter in a Cosmological Framework
最近，Bartelmann等人提出了一种“动力学场论”（KFT）形式主义，以解决大尺度结构形成的困难。在这种方法中，经典粒子的非平衡系综的动力学检查的统计场论的方法的基础上。到目前为止，只考虑了来自暗物质的贡献，这被认为是在非常大的尺度上对我们宇宙的准确描述。然而，在更小的尺度上，重子的贡献也必须考虑在内。基于Viermann等人的思想，我们提出了一个在宇宙学框架下描述重子物质的有效流体动力学粒子模型。利用该模型，在Lilow等人的KFT框架下计算了最低微扰阶的重子密度衬度功率谱，讨论了与暗物质情况的定性差异，并与欧拉微扰理论得到的重子谱进行了定量比较.随后的论文将解决耦合两个分别描述暗物质和重子物质的理论的问题，以获得宇宙物质的完整模型。尽管我们的重点是宇宙学系统，我们要强调的是，这里提出的所有方法都是一个相当普遍的方式，使它也适用于其他领域。
2019-05-17 astro-ph.CO
Modelling neutral hydrogen in galaxies using cosmological hydrodynamical simulations
高红移星系的原子和分子氢含量的表征是一个主要的观测挑战，将在未来几年内通过新一代射电望远镜来解决。我们研究这个重要的问题，考虑在高分辨率宇宙流体动力学模拟的结构范围内的氢的状态。此外，我们的模拟使我们能够调查我们的结果的灵敏度，数值分辨率和次网格重子物理（特别是从超新星和活动星系核的反馈）。我们发现，中性氢分布建模中最重要的不确定性来自于我们需要在中等密度区域建模自屏蔽校正。未来的模拟结合辐射转移计划将是至关重要的，以改善我们的经验自屏蔽阈值。无论阈值的确切性质，我们发现，虽然原子氢质量函数的演变只有温和的红移2到零，分子氢质量函数增加，特别是在高质量端的红移。有趣的是，中性氢质量函数的弱演化对所使用的反馈方案不敏感，但对于分子气体则相反，这与模拟中的恒星形成更密切相关。
2011-09-29 astro-ph.CO
Simulating the Cosmic Neutrino Background using Collisionless Hydrodynamics
宇宙中微子背景是宇宙的一个重要组成部分，由于中微子粒子极大的速度色散，很难包括在宇宙学模拟中。我们开发了一种新的方法来模拟宇宙中微子，费米-狄拉克相空间分解成壳的恒定速度，然后使用流体动力学方程演变这些壳。选择这些无碰撞流体动力学方程以匹配线性理论、自由粒子演化并允许叠加。我们实现这种方法到信息优化的宇宙学$N$体代码CUBE，并证明中微子扰动可以准确地解决至少$k\sim1\ h/$ Mpc。与传统的$N$体方法相比，这种技术允许中微子存储器需求减少多达$\sim 10^3$。
2020-02-11 astro-ph.CO
Intrinsic alignments of galaxies in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系的内在排列被认为是对弱引力透镜测量的污染。在这项工作中，我们研究了地平线-AGN，一个自适应网格细化流体动力学宇宙学模拟箱100 Mpc/h的AGN反馈实现的星系形状和自旋在低红移（$z\sim 0.5$）的对齐。我们发现模拟中的球状星系在暗物质密度场和其他球状体中表现出径向向过密度方向排列的趋势。这一趋势与观测结果一致，但信号的幅度在很大程度上取决于如何测量形状以及如何在模拟中选择星系。盘状星系在三维空间中表现出切向环绕椭球体的倾向。虽然该信号在投影中似乎受到抑制，但这并不能保证在未来的弱透镜勘测中可以安全地忽略光盘对准。Horizon-AGN中亮星系的形状排列与观测和其他模拟工作一致，但我们发现低光度星系的排列较少。我们还描述了模拟中星系形状的系统性，并表明在测量密度场和星系椭圆率的相关性时，它们可以被安全地忽略。
2015-10-22 astro-ph.CO
Resolution Convergence in Cosmological Hydrodynamical Simulations Using Adaptive Mesh Refinement
我们已经探讨了气体分布的演化进行了宇宙学模拟使用RAMSES自适应网格细化（AMR）代码，探索宇宙学流体动力学模拟的分辨率的影响。了解初始条件的分辨率和模拟的最终分辨率的影响至关重要。较低的初始分辨率模拟往往会产生较少数量的低质量结构。这将强烈影响物体的组装历史，并具有模拟不同宇宙学的相同效果。初始条件的分辨率是模拟中的一个重要因素，即使具有固定的最大空间分辨率。使用AMR模拟的气体的功率谱与固定网格方法有很大的不同-AMR模拟中小尺度上的功率更大-即使在固定的物理分辨率下，也会在特定的时期产生恒星形成的偏移。这是因为在特定时间之前，上网格级别被保留以保持近似固定的物理分辨率，并且仅模拟暗物质的自然演化。虽然抑制的影响随着空间和初始条件分辨率的增加而下降，但恒星形成中的偏移量仍然下降到1 kpc的空间分辨率。这些偏移量约为10- 20%，低于实现物理学的不确定性，但预计会影响星系的详细属性。我们已经实施了一种新的网格抑制方法，以尽量减少抑制对恒星形成率的影响。
2018-03-21 astro-ph.CO
RAMSES-RT: Radiation hydrodynamics in the cosmological context
我们提出了一个新的实现辐射流体动力学（RHD）的自适应网格加密（AMR）程序RAMSES。多群辐射转移（RT）在AMR网格上用一阶Goddom方法进行，对Eddington张量采用M1封闭，并通过氢和氦的非平衡热化学耦合到流体动力学。这种基于矩的方法具有很大的优势，即计算成本与辐射源的数量无关-它甚至可以处理连续的发射区域，例如气体的束缚-自由发射。由于RT直接内置在RAMSES中，因此它自然地利用了已经存在的细化和并行化策略。由于我们使用显式平流求解器进行辐射传输，时间步长受到光速的限制-这是一个严重的限制，可以使用所谓的“降低光速”近似来缓解。我们提出了一个严格的框架来评估这种近似在宇宙学和星系形成中遇到的各种条件下的有效性。我们最后执行我们新开发的代码一套完整的RHD测试，比较我们的结果与其他RHD代码。测试表明，我们的代码执行得非常好，非常适合探索辐射对当前结构和星系形成的影响。
2013-09-13 astro-ph.CO
Multicomponent and Variable Velocity Galactic Outflow in Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们发展了一个新的“多分量和变速”（MVV）星系外流模型的宇宙学光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。MVV风模型反映了风的物质来源于星际介质（ISM）的不同相态，并且MVV模型中的质量负载因子是星系恒星质量的函数。我们发现，MVV外流的模拟具有以下特点：（i）星系际介质几乎不被加热，平均温度与无风运行几乎相同：（ii）与无风运行相比，它具有较低的宇宙星形成率（SFR），但比等速风运行高;（iii）它与观测到的IGM金属丰度基本一致，并大致遵循观测到的Omega（Civ）演化规律;（iv）低质量星系具有较大的质量负载因子，星系低质量端恒星质量函数比以往的模拟更平坦。因此，MVV外流模型温和地解决了在以前的SPH模拟中看到的星系恒星质量函数过于陡峭的问题。总的来说，新的MVV出流模型与观测结果显示出合理的一致性，并给出了比常速风模型更好的结果。
2010-09-07 astro-ph.CO
Baryonification: An alternative to hydrodynamical simulations for cosmological studies
BFC模型通过重子化N-body模拟替代流体动力学模拟，实现对宇宙学研究的高精度预测。
2025-12-10 astro-ph.CO
