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
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
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
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
Sub-millimetre galaxies in cosmological hydrodynamic simulations: Source number counts and the spatial clustering
我们使用大的宇宙学光滑粒子流体动力学模拟研究亚毫米星系（SMG）的形成和演化。在我们以前的工作中，我们研究了高红移下紫外选择性成星星系的统计性质。我们填充相同的宇宙学模拟与SMG通过计算尘埃颗粒到远红外毫米波段的自洽方式的恒星光的再处理。我们生成光锥输出，以直接将模拟SMG的统计特性与可用的观察结果进行比较。我们的模型再现了submm源数计数和聚类幅度。我们发现，明亮的SMG与通量$S > 1$ mJy居住在晕的质量$\sim 10^{13} M_{\odot}$和恒星质量大于$10^{11}\sim \rm M_{\odot}$。SMG与Lyman- $α$发射体之间的角互相关明显弱于SMG与Lyman-break星系之间的角互相关。互相关也弱于SMG的自相关。SMG的红移分布在$z \sim 2$处显示出一个宽峰，亮SMG对全球宇宙恒星形成率密度有显著贡献。我们的模型预测，在每1平方度场的$z > 5$处存在数百个具有$S > 0.1$ mJy的SMG。这种SMG可以通过ALMA检测。
2012-07-17 astro-ph.CO
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
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
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
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
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
University of Zurich（苏黎世大学）；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Groningen（格罗宁根大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Leiden University（莱顿大学）
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
Massive Neutrinos, Dark Sector, and Hydrodynamics: The Sejong Suite
提高对小尺度非线性成簇过程的理解是解释即将到来的高质量宇宙学数据的必要任务，因为它将使人们能够打破简并，并从大尺度结构探测器中获得严格的中微子质量和温暖的暗物质约束。Sejong Suite是一个广泛收集最先进的高分辨率宇宙流体动力学模拟的集合，旨在实现这一主要目标。该版本涵盖了大量的宇宙学和天体物理学参数（特别适用于暗区），并分为三个主要类别（网格套件，支持套件和系统套件），可用于更广泛的宇宙学和天体物理学目的-同时主要用于Lyman-Alpha（LyA）森林研究。特别是，网格套件的整体架构已被设计为在100 Mpc/h的盒子中实现高达3x3328^3= 1100亿个粒子的等效分辨率，对应于30 kpc/h的平均网格分辨率，这确保LyA通量统计数据的收敛更接近所需的1.0%水平，这些数据来自暗能量光谱仪（DESI）等调查。在这里，我们简要介绍了世宗套件的主要特点，改进和新颖性，以及正在进行和未来的应用。
2022-04-11 astro-ph.CO
Cosmological hydrodynamical simulations of galaxy clusters: X-ray scaling relations and their evolution
我们分析了星系团的宇宙学流体动力学模拟，研究了总质量与可观测量之间的X射线标度关系，这些可观测量包括X射线光度、气体质量、X射线温度和$Y_{X}$。三组模拟进行了改进版本的光滑粒子流体动力学GADGET-3代码。这些考虑以下内容：非辐射气体，恒星形成和恒星反馈，以及活动星系核（AGN）的反馈。我们选择集群与$M_{500} > 10^{14} M_{\odot} E(z)^{-1}$，模仿典型的选择Sunyaev-Zeldovich样本。这允许具有足够大的质量范围，以使得即使在$z \sim 2$下也能够稳健地拟合关系。分析结果与观测结果基本一致。在$z=2$的质量-气体质量和质量-温度关系的斜率值比$z=0$低10%，这是由于在前一种情况下应用的质量选择，以及在后一种情况下早期合并的影响。我们调查的斜率变化的研究的演变的归一化的影响。我们的结论是，宇宙学的研究，通过标度关系应限于红移范围$z=0-1$，我们发现，在那里的斜率，散射，和协方差矩阵的关系是稳定的。质量和$Y_X$之间的标度被证实是最稳健的关系，几乎独立于气体物理。在较高的红移，标度关系是敏感的包含活动星系核的影响，低质量系统。对这些天体的详细研究将对评估活动星系核对ICM的影响至关重要。
2018-01-25 astro-ph.CO
Faint-end Quasar Luminosity Functions from Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们研究了暗端类星体光度函数（QLF）的预测和它的演化使用完全宇宙学流体动力学模拟，自洽地遵循恒星形成，黑洞增长和相关的反馈过程。我们发现在z < 2时，光学和X射线QLF的预测和观察到的暗端（亮端在我们的模拟体积中不可访问）之间非常吻合。在较高的红移，我们的模拟往往高估了QLF在最微弱的光度。我们表明，虽然低（高）光度范围的暗端QLF占主导地位的低（高）质量的黑洞，广泛的黑洞质量仍然有助于任何给定的光度范围。这与模拟中详细的流体动力学导致的黑洞复杂的光变曲线是一致的。与QLF的结果一致，我们发现当光度大于10^43 erg/s时，AGN的共动数密度（在光学、软X射线和硬X射线波段）的演化具有很好的一致性。然而，从模拟的亮度密度演变似乎意味着在更高的红移比硬X射线数据约束（但不是在光学）的峰值。我们预测的在z >= 2处最微弱通量处的过量不会导致对总X射线背景的高估，并且其贡献最多是2-8 keV背景的未分辨部分的两倍。即使这可以解释一些尚未检测到的，也许是严重模糊的微弱类星体人口，我们表明，我们的预测在高红移的微弱源（这是占主导地位的低质量黑洞）的模拟可能会受到分辨率的影响。
2009-10-09 astro-ph.CO
Numerical hydrodynamic simulations based on semi-analytic galaxy merger trees: method and Milky-Way like galaxies
我们提出了一种新的方法来研究星系演化的宇宙学背景下。我们结合宇宙学合并树和半解析模型的星系形成多合并流体动力学模拟提供的初始条件。通过这种方式，我们利用合并模拟（高分辨率和包含气体物理）和半解析模型（宇宙学背景和低计算成本）的优势，并将它们整合起来，创建一个新的工具。这种方法使我们能够研究各种星系性质的演变，包括热气体晕的处理，气体从该气体冷却并吸积到中心盘上，这在以前的许多研究中被忽视了。这种方法比其他方法有几个优点。由于只包括感兴趣区域的粒子，运行时间比传统的宇宙学模拟短得多，从而提高了计算效率。使用宇宙学模拟，我们表明，多个合并预计将比孤立的合并序列更常见，因此星系合并的研究应该考虑到这一点。在这项初步研究中，我们提出了我们的方法，并说明了模拟10个银河系的星系，因为z=1的结果。我们发现很好的协议与观测的总恒星质量，恒星形成率，冷气体分数和光盘尺度长度参数。我们希望这种新的数值方法将是非常有用的追求一些问题有关的星系内部结构的转变，通过宇宙时间。
2012-10-19 astro-ph.CO
The Neutral Hydrogen Content of Galaxies in Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们研究了全球HI属性的星系在四分之一亿粒子宇宙学模拟使用小工具-2，专注于如何银河系外流影响HI内容。我们考虑四个外流模型，包括一个新的模型（ezw）的动机最近的星际介质的模拟，其中风速和质量加载因子的规模为预期的动量驱动的外流较大的星系和能量驱动的外流的矮星（西格玛<75公里/秒）。为了获得预测的HI质量，我们采用了一个简单但有效的粒子自屏蔽的局部校正，并从中性到分子氢的观测约束的过渡。我们的ezw模拟产生了一个HI质量函数，其-1.3的模糊端斜率与ALCAFA调查的观测结果吻合良好;其他模型的一致性较差。卫星星系有一个双峰分布在HI分数与晕质量，较小的卫星和/或那些在较大的晕往往是HI不足。在一个给定的恒星质量，HI含量与恒星形成率和金属丰度呈负相关，如预期的那样，如果由随机吸积率。到较高的红移，大质量HI星系消失，质量函数变陡。从z~5-0开始，全球宇宙HI密度保持相当恒定，但较小星系的相对贡献随着红移而增加。
2013-07-12 astro-ph.CO
Differentiable Cosmological Hydrodynamics for Field-Level Inference and High Dimensional Parameter Constraints
Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙物理数学研究所（WPI）UTIAS）；Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙物理数学研究所（WPI）UTIAS 数据驱动发现中心）；Lawrence Berkeley National Lab（劳伦斯伯克利国家实验室）
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
Cosmological Radiative Transfer Comparison Project II: The Radiation-Hydrodynamic Tests
发展能够自洽地跟踪气体动力学和辐射转移的辐射流体动力学方法是解决数值天体物理中许多问题的关键。这样的流体流动是非常复杂的，甚至很少允许近似的分析解决方案，对数字代码可以测试。另一种验证程序是对常见问题的不同方法进行比较，以评估结果的稳健性并确定方法的有效性范围。以前，我们提出了这样一个比较的一组纯辐射转移测试（即固定的，非发展的密度场）。本文是“宇宙学辐射转移（RT）比较计划”的第二篇论文，我们对三个相对简单的天体物理流体力学问题：（5）均匀介质中H Ⅱ区的展开;（6）在1/r^2密度分布中的电离前沿（I-前沿），具有扁平的核心;（7）均匀致密团块的光蒸发。结果表明，不同的方法之间的广泛协议，没有大的失败，表明参与代码已经达到了一定的成熟度和可靠性水平。然而，许多细节仍然存在差异，实际上每一个代码都显示出一些缺陷，并在某个方面与大多数结果不一致。这强调了一个事实，即没有一种方法是通用的，所有方法都需要仔细测试与手头的具体问题最相关的特定功能。
2009-05-18 astro-ph.CO
Photometric and clustering properties of hydrodynamical galaxies in a cosmological volume: results at z=0
在这项工作中，我们提出的光度和集群特性的星系中出现的LambdaCDM流体动力学模拟的本地宇宙的结果。现今的物质分布与IRAS 1.2-Jy星系巡天观测到的大尺度模式相匹配。我们的模拟跟踪了体积约为130 ^3（Mpc/h）^3的宇宙球中星系的形成和演化，包括超新星反馈、星系风、均匀的元星系背景导致的光加热、气体和恒星星族的化学富集。然而，我们不考虑AGN。在模拟中，总共有大约20000个星系在分辨率极限以上形成，大约60个晕的质量超过~10^14 M_太阳。星系的亮度是根据恒星星族合成模型计算的，该模型包括了尘埃的衰减，尘埃的衰减是根据模拟星系内留下的冷气体计算的。环境效应，如颜色的双模态和差分集群电源的流体动力学星系的定性类似于观察到的趋势。然而，模拟中存在的过冷导致太蓝和过亮的最亮星系团（BCGs）。为了克服这一点，我们模仿了大规模的光环中的恒星形成的后期抑制，忽略了最近形成的恒星的帮助下，一个简单的后处理配方。通过这种方式，我们发现光度函数，无论是场和集团/集群星系，更好地与观测。具体地说，BCGs遵循观测到的光度晕质量关系。然而，在这种情况下，颜色的双峰基本上是失去了，指向一个更复杂的相互作用的恒星形成的后期抑制比所采用的简单的计划。
2010-08-02 astro-ph.CO
Assessing subhalo finders in cosmological hydrodynamical simulations
该研究对比了三种子晕查找算法在FLAMINGO纯暗物质与流体动力学模拟中的表现，发现不同算法的子晕质量函数等结果存在显著差异，且流体模拟中表现更差，同时提出了性能更优的HBT-HERONS子晕查找器。
2025-09-03 astro-ph.CO
An analysis of galaxy cluster mis-centring using cosmological hydrodynamic simulations
星系团质心的位置通常是从星系团的星系和/或气体成分的观测中得出的，但这些通常会偏离真正的中心。这可能会在合并观测以研究平均聚类属性时产生偏差。利用BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟的数据，我们研究了这种偏见在二维和三维的2000年集团在$10^{13} - 10^{15} ~\mathrm{M_{\odot}}$质量范围。我们量化和模型的观测动机的中心和“真正的”中心的集群，这被认为是最引力约束粒子在模拟中测量之间的偏移分布。我们用指数分布拟合偏移量的累积分布函数，Gamma分布与大多数质心定义拟合良好。可以看到，星系中心被分为一个非中心组和一个中心良好的组，中心良好的组约占所有星系团的$60\%$。以气体为基础的中心总体上比以星系为基础的中心分散得少。我们还发现了一个集群质量依赖的偏移分布的气体为基础的中心，一般较大的偏移较小的质量集群。然后，我们测量集群密度分布集中在每个选择的中心，并将它们与经验模型。叠加，偏心密度分布适合Navarro-Frenk-White暗物质分布和小松-Seljak气体分布显示，恢复的形状和尺寸参数可以显着偏离真实值。对于以星系为基础的中心来说，这可能导致星团质量被低估了$10\%$。
2020-01-28 astro-ph.CO
The Sejong Suite: Cosmological Hydrodynamical Simulations with Massive Neutrinos, Dark Radiation, and Warm Dark Matter
我们介绍了世宗套件，一个广泛的收集国家的最先进的高分辨率宇宙流体动力学模拟跨越各种宇宙学和天体物理参数，主要是为建模莱曼阿尔法（LyA）森林。该套件分为三个主要类别（网格套件，支持套件和系统套件），解决不同的科学目标。采用基于粒子的实现，我们遵循气体，暗物质（冷和暖），大质量中微子和暗辐射的演变，并考虑几种组合的盒子大小和粒子数。通过额外的增强技术，我们能够在（100 Mpc/h）^3盒大小中达到高达3x3328^3= 1100亿个粒子的等效分辨率，非常适合当前和未来的调查（例如，eBOSS，DESI）。值得注意的是，第一次，我们模拟扩展的混合场景描述的综合效应的温暖的暗物质，中微子和暗辐射，建模一致，考虑到中微子质量分裂。除了为所有考虑的模型提供从z=5.0到z=2.0的多组分快照（dz=0.2）外，我们还在相同的z范围和扩展的参数空间中产生了超过2.88亿个LyA串。串非常适合LyA森林科学研究，映射高$z$宇宙网络和物质通量的关系和偏见，并在小尺度上量化重子的关键作用。我们还提出了第一次分析的套件集中在物质和通量的统计，并表明，我们能够准确地再现一维通量功率谱的尺度k=0.06 [s/km]映射最近的高分辨率类星体数据，以及星系际介质的热历史。这里描述的模拟和产品将逐步提供。
2020-07-30 astro-ph.CO
The impact of baryons on the matter power spectrum from the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
未来弱透镜巡天的精确宇宙学依赖于在$k < 10$ $h$ /Mpc尺度下百分比水平的总物质功率谱的知识，重子物理学的影响建模是至关重要的。我们比较测量的总物质功率谱从地平线宇宙学流体动力学模拟：一个暗物质-只有运行，一个完整的重子物理，另一个缺乏活动星系核（AGN）的反馈。重子在$k\simeq 10$ $h/$ Mpc处导致能量的抑制，在$z=0$处导致$<15\%$的能量的抑制，并且由于更有效的冷却和恒星形成，在较小的尺度上导致能量的几倍的增强。结果对模拟中最高质量晕的存在很敏感，暗物质的分布也受到了几个百分点的影响。在整个$z=0-5$中，由于活动星系核反馈和气压的相互作用以及结构的生长，该效应的红移演化是非单调的。我们调查的有效性的分析重子校正模型在描述我们的结果。我们需要一个不同的红移演化，并提出了一个替代的拟合函数与$4$自由参数，重现我们的结果内$5\%$。与其他模拟相比，我们发现在$z=0$中重子过程对总物质功率谱的影响较小。相应地，我们的结果表明，活动星系核的反馈是不够强的模拟。来自地平线模拟的总物质功率谱在https://www.horizon-simulation.org/catalogues.html上公开提供
2018-09-24 astro-ph.CO
A novel approach for accurate radiative transfer in cosmological hydrodynamic simulations
我们提出了一种基于显式光子守恒平流方案的辐射转移的数值实现，其中通过强度场的二阶重建来计算结构化或非结构化网格的单元界面上的辐射通量。该方法采用了直接离散的辐射转移方程的玻尔兹曼形式与可调角分辨率，在原则上同样适用于光学薄和光学厚制度。在我们最一般的配方的计划，当地的辐射场被分解成一个线性和方向箱的等立体角，镶嵌的单位球。这些“锥场”中的每一个都是独立传输的，其强度恒定，作为锥内方向的函数。光子以光速传播（或者可选地使用降低的光速近似以允许更大的时间步长），产生辐射转移方程的完全时间相关的解，该解可以自然地处理任意数量的源以及散射。该方法投射锐利的阴影，受到所采用的角分辨率的限制。如果点源的数量很小，散射是不重要的，我们的实现可以交替地对待每个源完全在角空间，产生阴影，其清晰度只受网格分辨率的限制。第三种混合替代方案是只明确地处理少数局部最亮的点源，其余的辐射强度遵循辐射扩散近似。我们已经实现了移动网格代码{ \small AREPO}中的方法，在那里它是耦合到流体动力学的运营商分裂的方法，子循环的辐射转移交替与流体动力学的演变步骤。
2010-12-05 astro-ph.CO
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
Evolution of matter and galaxy clustering in cosmological hydrodynamical simulations
本研究利用TNG100和TNG300宇宙流体动力学模拟，通过相关函数与偏置函数分析$z=5$到$z=0$的物质及星系成团演化，验证了偏置参数演化规律，揭示了星系与成团暗物质相关函数反映宇宙网不同性质。
2023-06-04 astro-ph.CO
Chemical enrichment in cosmological, smoothed particle hydrodynamics simulations
本文介绍了一种用于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的恒星演化和化学反馈的实现。我们认为定时释放的个别元素的大规模（II型超新星和恒星风）和中等质量的恒星（Ia型超新星和渐近巨星分支星）。我们使用一套宇宙学模拟来说明我们的方法的结果，其中包括辐射冷却，恒星形成和星系风的新处方。辐射冷却是在电离辐射背景的存在下逐个元素实现的，我们跟踪了对辐射冷却有重大贡献的所有11个元素。我们对比了两个合理的定义的分辨率元素的金属丰度，并发现，虽然他们同意高金属丰度，有很大的差异，在低金属丰度。我们认为，这种差异表明，由于金属粘附在颗粒上，因此缺乏金属混合。我们认为，由于这是一个（数值）采样问题，解决它使用一个约束不佳的物理过程，如扩散可能会产生不希望的后果。我们表明，两个金属丰度定义的结果在红移z = 0恒星质量，可以不同的两个因素，因为冷却速率的元素丰度的敏感性。我们发现，到z = 0时，大多数金属都被锁定在恒星中。气态金属分布在很宽的气体密度和温度范围内。激波加热的暖热星系际介质具有相对较高的金属丰度，约为10^-1 Z_sun，其演化很弱，因此是重要的金属储集层。
2009-07-06 astro-ph.CO
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
Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations
我们提出了一个详细的比较数值宇宙学流体动力学变焦模拟和半解析模型（SAM）内的合并树从模拟中提取。高分辨率模拟代表了48个个体晕，维里质量范围为2.4*10^11M_sun < M_Halo < 3.3*10^13M_sun。它们包括辐射H & He冷却，光电离，恒星形成和热SN反馈。我们比较了不同的SAM版本，包括只有这个补充的物理过程，也包括超新星驱动的风，金属冷却，和AGN的反馈。我们的分析集中在星系中重子含量的宇宙演化及其划分为各种成分（恒星，冷气体和热气体）。无论是SAM和模拟相比，晕质量和恒星质量之间的观测关系，恒星质量和恒星形成率之间，在低和高红移。模拟结果表明，恒星形成效率比SAM高得多（大约是SAM的十倍）。因此，在模拟中，冷气体消耗得更快，恒星形成得更早。此外，模拟显示了恒星质量增长之间的过渡，主要是通过恒星的原位形成的增长，主要是通过吸积形成的恒星在外部星系。在SAM中，恒星生长总是由原位恒星形成主导。此外，SAM高估了整体气体吸积率相对于模拟，高估了“热”相对于“冷”吸积的分数。我们讨论了这些差异的原因，并确定了我们的SAM中缺少的几个物理过程。我们还强调了在这里研究的模拟中被忽略的物理过程，但这似乎是至关重要的，以了解真实星系的属性。
2011-10-06 astro-ph.CO
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
FLAMINGO: Calibrating large cosmological hydrodynamical simulations with machine learning
本文利用机器学习中的高斯过程模拟器，基于32个小体积模拟校准FLAMINGO宇宙学流体动力学模拟的AGN与恒星反馈亚网格参数，成功在三种分辨率下恢复观测关系，并能根据观测数据而非具体参数值定义模型变化。
2023-10-23 astro-ph.CO
Hydrogen and Metal Line Absorption Around Low-Redshift Galaxies in Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们研究的物理条件的环银河系介质（CGM）围绕z=0.25星系跟踪HI和金属线吸收，使用宇宙流体动力学模拟，包括星系流出。利用瞄准线观测的质量为10^11-10^13 M_solar的星系周围的碰撞参量为10 kpc-1 Mpc的天体，研究了由HI、Mg II、SiIV、CIV、OVI和NeVIII吸收体追踪的CGM中的物理条件及其随碰撞参量b和瞄准线速度δ v的变化.与随机视线相比，所有离子在星系附近都表现出强烈的过量吸收。超过1 Mpc的过剩继续，反映了金属吸收与大尺度结构的相关性。吸收在v<300 km/sec和大约300 kpc的星系内特别增强（最高离子的距离略大），近似描绘了CGM;这个范围包含了全球金属吸收的大部分。像MgII和SiIV这样的低离子主要出现在离星系较近的致密气体中，并随着b的下降而下降得更快，而高离子OVI和NeVIII则以相对平坦的径向轮廓跟踪更弥散分布的气体; CIV是中间的。在所有b处，所有离子都主要跟踪T~10^4-4.5 K的光电离气体，但当存在热CGM气体时（主要是在较大的晕中），我们看到在b <= 100 kpc处强烈的碰撞电离OVI和NeVIII。较大的晕质量通常产生更多的吸收，尽管总体趋势不如碰撞参量那样强。这些发现出现使用我们的青睐流出缩放动量驱动风的预期;没有风，CGM气体仍然大多未富集，而我们的外流模型与恒定的速度和质量加载因子产…
2013-10-11 astro-ph.CO
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
Gravitational waves from cosmological first-order phase transitions with precise hydrodynamics
本研究提出一种直接从有效势推导状态方程并利用广义混合模拟计算声波引力波谱的方法，首次实现了标准模型实单态扩展的自洽数值计算，为精确计算引力波提供了稳健且模型无关的基础。
2024-09-22 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Hydrodynamic backreaction force of cosmological bubble expansion
作为探索早期宇宙中超越粒子物理标准模型的新物理的一个有希望的探索，对宇宙学一级相变的随机引力波背景的预言在很大程度上依赖于由气泡膨胀动力学确定的气泡壁速度。气泡膨胀动力学是由有效电势差的驱动力和反作用力之间的竞争，从一个总和的热力和摩擦力引起的温度跳跃和跨气泡壁的平衡效应，分别。在本文中，我们提出了一个流体动力学评价这个总反作用力的非失控稳态气泡膨胀，其中，在壁界面评价后，准确地再现了压力差$Δ_\mathrm{wall}[(\barγ^2-1)w]$先前获得的总能量-动量张量在壁界面的交界处的条件，其中$w$是焓和$\barγ\equiv(1-\bar{v}^2)^{-1/2}$是洛伦兹因子的壁框架流体速度$\bar{v}$。
2023-01-30 astro-ph.CO hep-ph
SWIFT: task-based hydrodynamics and gravity for cosmological simulations
对星系形成的模拟遵循宇宙时间中气体、恒星和暗物质之间的引力和流体动力学相互作用。这种计算的巨大动态范围严重限制了使用中的社区代码的强大扩展行为，负载不平衡，缓存效率低下和矢量化限制性能差。新的Swift代码利用了基于任务的并行性，该并行性专为使用异步通信通过MPI进行交互的众核计算节点设计，以提高速度和可扩展性。基于图的域分解在可用资源上调度相互依赖的任务。对真实粒子分布的强大缩放测试产生了出色的并行效率，与当前代码相比，即使在单核上，高效的缓存使用也提供了很大的速度提升。SWIFT旨在通过屏蔽天文学家的计算细节（如任务的构建或MPI通信）来易于使用。SWIFT中使用的技术和算法也可能有益于其他计算物理领域，例如可压缩流体力学领域。有关此开源项目的详细信息，请参见www.swiftsim.com
2015-08-01 astro-ph.CO astro-ph.IM cs.DC
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
Modelling cosmic ray electron physics in cosmological smoothed particle hydrodynamics simulation
宇宙线电子的加速和冷却是天体物理中重要的物理过程。我们开发了一个近似的框架来处理并行光滑粒子流体动力学代码Gadget-3中的CRE物理。在我们的方法中，每个流体元素的CRE频谱近似由一个单一的幂律分布与空间变化的振幅，上截止，下截止，和频谱指数。我们认为扩散激波加速是注入源，相反的下沉过程归因于同步辐射，逆康普顿散射和库仑散射。绝热增益和损失也包括在内。我们表明，我们的形式主义产生的能量和压力的精确度为$ > 90\%$的自由冷却CRE光谱。在宇宙学流体模拟中，用我们的方法计算的CRE粒子数的射电辐射的斜率和强度与观测值吻合得很好，并且我们的结果还表明，弛豫星系团具有较低的辐射通量.最后，我们研究了CRE过程对宇宙学流体模拟的几个影响，我们发现：（1）CRE谱的压力很小，在流体模拟中可以忽略;（2）CRE过程对流体模拟气相空间状态的影响达到$3\%$，（3）在质量范围$10^{12} -10^{13} h^{-1} M_{\odot}$内，CRE过程对质量函数产生了$5\%$影响。（4）在质量范围$\sim 10\%$内，CRE过程对大质量星系团气体温度的影响很大。
2019-12-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
