Smoothed Particle Radiation Hydrodynamics: Two-Moment method with Local Eddington Tensor Closure
我们提出了一种新的辐射转移方法（SPH-M1 RT），该方法与平滑粒子流体动力学（SPH）动态耦合。我们实现它在（基于任务的并行）SWIFT星系模拟代码，但它可以直接实现在其他SPH代码。我们的基于矩的方法同时解决了辐射能量和通量方程SPH，使其适应在空间和时间。我们修改的M1封闭关系，以稳定在光学薄极限的辐射锋。我们还介绍了各向异性的人工粘性和高阶人工扩散计划，这使得代码能够准确地处理辐射传输的光学薄和光学厚制度。采用半隐式子循环技术求解非平衡热化学。我们的方法的计算成本是独立的源的数量，并可以进一步降低通过使用降低光速近似。我们证明了我们的方法的鲁棒性，将其应用到一组标准的测试从宇宙学辐射转移比较项目的Iliev等人。SPH-M1 RT计划是非常适合建模的情况下，许多来源发出电离辐射，如宇宙学模拟星系形成或模拟的星际介质。
2021-07-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Reliable estimation of the column density in Smoothed Particle Hydrodynamic simulations
我们描述了一个简单的方法来估计垂直柱密度光滑粒子流体动力学（SPH）模拟光盘。与Stamatellos等人（2007）的方法一样，柱密度是使用预先计算的局部量估计的，然后用于估计辐射冷却速率。冷却速率是一个相当重要的量，例如，在评估椎间盘碎裂的可能性时。我们的方法有三个步骤：（i）使用重力加速度的垂直分量来估计从颗粒到中间平面的柱密度，（ii）计算从中间平面到圆盘表面的“总表面密度”，（iii）从（i）和（ii）之间的差来计算从每个颗粒到表面的柱密度。这种方法被证明大大提高了准确性的列密度估计光盘几何相比，方法的Stamatellos。另一方面，虽然我们的方法的准确性仍然是可以接受的情况下，高密度的碎片内形成的光盘，我们发现，Stamatellos方法比我们的方法在这方面的表现更好。因此，混合方法（其中该方法在大的过密度区域中切换）可能是最佳的。
2012-07-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Kelvin-Helmholtz instability and smoothed particle hydrodynamics
近年来，人们对评估天体物理流体动力学代码正确模拟开尔文-亥姆霍兹不稳定性的能力很感兴趣。光滑粒子流体动力学（SPH），特别是，已经受到了极大的关注，虽然还没有一个明确的证明，SPH产生收敛的解决方案，是在协议与其他方法。我们使用Lecoanet等人（2016）提出的测试问题对Kelvin-Helmholtz不稳定性进行了SPH模拟。我们证明了SPH的解决方案收敛到参考解决方案在线性和非线性制度。通过使用物理Navier-Stokes粘度和热导率实现了强非线性区域的定量收敛。我们的结论是，标准SPH与人工粘度可以正确地捕捉开尔文-亥姆霍兹不稳定性。
2019-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Tensor classification of structure in smoothed particle hydrodynamics density fields
随着流体动力学模拟的规模和分辨率的增加，识别具有非平凡几何形状或一般感兴趣区域的结构变得越来越具有挑战性。有一个不断增长的需要，在模拟识别各种不同的功能，而不需要一个“眼睛”的搜索算法。我们提出张量分类作为这样一种技术的光滑粒子流体动力学（SPH）。这些方法已经在N体宇宙学模拟中取得了很大的效果，这需要定义为输入自由参数的平滑。我们表明，张量分类成功地确定了广泛的结构SPH密度场使用其原生平滑，从分析中删除一个自由参数，并防止需要镶嵌的密度场，所需的一些分类算法。作为例子，我们表明，张量分类使用的潮汐张量和速度剪切张量成功地识别长丝，壳和片结构在巨大的分子云模拟，以及在光盘的螺旋臂。使用不同张量确定的结构之间的关系说明了不同的力如何竞争和合作，以产生所观察到的密度场。因此，我们提倡使用多张量来分类SPH模拟中的结构，揭示多个物理过程的相互作用。
2016-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Relaxation of protostellar accretion shocks using the smoothed particle hydrodynamics
原恒星的吸积盘是由旋转核坍缩过程中的分子物质以近似弹道式的方式进入而形成的。这些下落物质的碰撞导致形成强烈的超音速激波，如果它们迅速冷却，就会导致这些物质在赤道平面上以薄结构的形式积累。本文利用光滑粒子流体力学（SPH）方法研究了原恒星吸积激波后气体的弛豫时间。为此，考虑了一维两分子片正面碰撞，模拟了激波后区域的温度和密度随时间的演化。结果表明，在强超声速激波中，激波后气体温度迅速升高，并随着冷却过程的进行而逐渐降低，与马赫数的平方成正比。适当的冷却函数表明，在适当的时间尺度下，碰撞中心（位于核的赤道面）转变为一个薄而致密的分子盘及其周围的原子和电离气体，这种吸积盘的结构可能为颗粒生长和原行星实体的形成提供了合适的条件。
2011-02-12 astro-ph.GA
Phantom: A smoothed particle hydrodynamics and magnetohydrodynamics code for astrophysics
我们提出的幻影，一个快速，并行，模块化和低内存的平滑粒子流体动力学和磁流体动力学的代码开发在过去十年的天体物理应用在三维空间。该代码的开发重点是恒星、银河系、行星和高能天体物理学，并已广泛用于研究吸积盘和湍流，从行星的诞生到黑洞如何吸积。在这里，我们描述和测试的核心算法，以及模块的磁流体力学，自引力，下沉粒子，H_2化学，尘埃气体混合物，物理粘度，外力，包括众多的银河系的潜力，以及实现的Lense-Thirring岁差，坡印廷-罗伯逊阻力和随机湍流驱动。Phantom特此公开。
2018-06-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The Kelvin-Helmholtz instability and smoothed particle hydrodynamics
我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）的Kelvin-Helmholtz不稳定性进行模拟。在线性和强非线性制度的不稳定性进行了研究。使用Lecoanet等人（2016）的光滑，适定的初始条件，以及显式的Navier-Stokes粘度和热导率，以加强非线性区域的演化。我们证明收敛到参考解决方案，使用SPH。通过被动标量“色”场测量的涡旋结构的演变和混合程度与参考溶液相匹配。具有初始密度对比的测试产生正确的定性行为。SPH计算的L2误差随着分辨率的增加而减小。误差的主要来源是人工粘性引起的数值耗散，降低人工粘性的试验降低了L2误差。为了解决种子模式的初始速度幅值和抑制寄生模式的激发，需要高阶平滑核。我们发现，标准SPH与人工粘度没有困难，正确建模的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，并产生收敛的解决方案。
2019-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Metal diffusion in smoothed particle hydrodynamics simulations of dwarf galaxies
我们进行了一系列的光滑粒子流体动力学模拟孤立的矮星系比较不同的金属混合模型。特别是，我们研究扩散的作用，在生产的丰富的外流，并在确定气体和恒星的金属丰度分布。我们调查不同的扩散强度，通过改变前因子的扩散系数，通过改变如何从当地的速度分布计算的扩散系数，并通过改变是否包括作为速度项的声速。较强的扩散在气体中产生更紧密的[O/Fe]-[Fe/H]分布，并在较低的金属丰度下切断气体金属丰度分布函数。扩散抑制了低金属量恒星的形成，即使是在弱扩散的情况下，也会从富集的流出物中剥离金属。这产生了“金属质量负载”（平均金属流出速率除以平均金属生产速率）和扩散强度之间的显著紧密相关性，即使扩散系数以不同的方式计算。因此，外流从矮星系中移除金属的有效性以及气体中金属的分布取决于扩散的强度。相比之下，我们表明，恒星的金属丰度并不强烈依赖于扩散的强度，只要存在一些扩散。
2016-02-16 astro-ph.GA
Smoothed-Particle Hydrodynamics Models: Implementation Features on GPUs
采用GPU-Direct技术，研究了自引力气体动力学模型在多个GPU上的并行实现特点。详细介绍了基于OpenMP-CUDA混合并行编程模型求解自引力气体动力学问题的并行算法。气动力用改进的SPH方法（光滑粒子流体动力学）计算，N体问题引力相互作用用直接方法（粒子-粒子算法）计算。SPH方法性能的关键因素是创建参与气体动力计算的粒子的邻居列表。我们的实现是基于分层网格排序方法使用级联算法的并行计算部分和CUDA块。在银河系气晕碰撞模型的框架下，采用SPH方法研究了该算法在Nvidia Tesla系列（K20，K40，K80）不同GPU上的并行效率。
2018-07-21 astro-ph.GA physics.comp-ph
Kelvin-Helmholtz instabilities in Smoothed Particle Hydrodynamics
在本文中，我们调查是否光滑粒子流体动力学（SPH），配备人工导电性，是能够捕捉物理的密度/能量不连续性的情况下，所谓的剪切层测试，测试检查开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。我们可以追溯SPH的每一次失败，以显示KH滚转的两个原因：i）在模拟箱中行进的冲击波和ii）颗粒结块，或更一般地说，颗粒噪声。冲击波的可能原因是局部混合不稳定性（LMI），以前在文献中确定。另一方面，粒子噪声是一个问题，因为它在SPH动量方程中引入了很大的误差。我们还研究了人工电导率（AC）的作用。包含AC对于仿真的长期行为是必要的（例如，为了获得$λ=1/2, 1$ KH滚动）。然而，在敏感的流体动力学模拟中，在选择AC信号速度时需要非常小心，默认公式会导致过多的能量扩散。我们提出了新的信号速度，导致更少的扩散。随着物理问题的时间尺度（对于剪切层问题：较低的密度对比度和较高的马赫数）减小，激波和粒子无序的影响变得不那么重要。在当前星系形成模拟的分辨率下，混合可能并不重要。然而，混合可能成为下一代模拟的关键。
2010-06-09 astro-ph.GA
Modelling of ionising feedback with Smoothed Particle Hydrodynamics and Monte Carlo Radiative Transfer on a Voronoi grid
众所周知，年轻大质量恒星的电离反馈会影响诞生环境的动力学，因此在调节分子云中的恒星形成过程中起着重要作用。出于这个原因，现代流体动力学代码采用了各种各样的技术来解释这些辐射效应。阻碍这些努力的一个关键问题是，流体动力学通常使用光滑粒子流体动力学（SPH）解决，而辐射转移通常在网格上解决。在这里，我们提出了一个辐射流体动力学（RHD）计划相结合的SPH程序Phantom和蒙特卡罗辐射转移（MCRT）的代码CMacIonize，使用粒子分布构建一个Voronoi网格上进行MCRT。我们证明，该计划成功地再现了良好的研究问题的D-型H II区的扩展在均匀密度介质。此外，我们使用这个模拟设置来研究RHD码的鲁棒性与不同的选择的网格结构，密度映射方法，质量和时间分辨率。为了在更现实的条件下测试该方案，我们将其应用于模拟的恒星形成云，以估计单个源可以产生的电离物质的量。我们发现，需要几个$10^3~\rm{M_{\odot}}$的恒星星族显着电离云。根据我们的研究结果，我们制定了一套建议，以指导未来更复杂的模拟恒星形成云的数值设置。
2021-09-28 astro-ph.GA
SPHGal: Smoothed Particle Hydrodynamics with improved accuracy for Galaxy simulations
我们提出了光滑粒子流体动力学实现SPHGal，它结合了一些最近提出的改进GADGET。这包括具有Wendland核的压力-熵公式、速度梯度的高阶估计、具有修改的强限制器的修改的人工粘度开关以及人工热能传导。一系列理想化的流体动力学试验表明，压力-熵公式是理想的解决流体混合接触不连续性，但表现明显较差，在强冲击，由于大熵的不连续性。在冲击时包括人工传导大大改善了结果。在模拟银河系盘状星系的反馈引起的不稳定性发展，如果太多的人工粘度被引入。我们修改后的人工粘性计划，防止这种不稳定性，并显示出有效的冲击捕获能力。我们还研究了恒星形成率和星系外流。不同的SPH方案的恒星形成率略有不同，而质量负载是敏感的SPH方案，并显着减少在我们青睐的实现。我们比较了热晕气体的吸积行为。冷团块的形成，简单SPH实现的伪影，可以通过适当的流体混合有效地消除，或者通过传导和/或通过使用压力-熵公式。
2014-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving mixing in Smoothed Particle Hydrodynamics
光滑粒子流体动力学（SPH）的标准公式无法解决流体边界处的混合。我们使用的广义SPH运动方程的误差和稳定性分析证明，这是由于两个不同的问题。第一个是动量方程中的领先阶误差。这应该随着相邻数的增加而减少，但不会因为数值不稳定性导致内核被不规则地采样。我们确定了两个重要的不稳定性：结块不稳定性和带状不稳定性，我们表明，这两个都是治愈一个合适的选择内核。第二个问题是局部混合不稳定性（LMI）。这发生在粒子试图在内核尺度上混合，但由于熵守恒而无法混合时。其结果是在边界处的压力不连续性，将不同熵的流体推开。我们使用加权密度估计，确保压力是单值的整个流动的LMI固化。这也为粒子提供了更好的体积估计，减少了连续性和动量方程中的误差。我们证明混合在我们新的优化光滑粒子流体动力学（OSPH）计划使用开尔文亥姆霍兹不稳定性（KHI）测试密度对比度1：2，和“斑点测试”-1：10密度比气体球在风洞中-发现OSPH和欧拉代码之间的良好协议。
2010-05-24 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
rpSPH: a novel Smoothed Particle Hydrodynamics Algorithm
我们提出了一种新的离散化的动量方程光滑粒子流体动力学（SPH），并表明，它显着提高了所获得的解决方案的准确性。我们的新公式称为相对压力SPH，rpSPH，相对于局部压力计算压力。它遵循牛顿第一运动定律，只有当有净力作用在粒子上时，才对粒子施加力。这与标准SPH相反，SPH明确地使用牛顿第三运动定律，在粒子之间连续施加相等但相反的力。rpSPH不显示标准SPH中发现的非物理颗粒噪声、聚集或条带不稳定性、非物理表面张力和不同质量颗粒的非物理散射。同时，它使用更少的计算操作。并且仅改变现有SPH代码中的单行。我们展示了它的等压均匀密度分布，均匀密度剪切流，开尔文-亥姆霍兹和瑞利-泰勒不稳定性，Sod激波管，Sedov-泰勒爆炸波和宇宙学积分的圣巴巴拉星系团形成测试的性能。rpSPH是这些情况下的一种改进。这些改进是以放弃格式的精确动量守恒为代价的。因此，人们也可以获得非物理的解决方案，特别是在低分辨率。
2010-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
