Chemodynamical evolution of the Milky Way disk I: The solar vicinity
[摘要]在本系列的第一篇论文中，我们提出了一种研究盘星系化学动力学演化的新方法，该方法包括将盘化学演化模型与星系盘的兼容数值模拟相融合。这种方法避免了模拟中遇到的已知恒星形成和化学富集问题。在这里，我们专注于银河系，通过使用一个详细的薄盘化学演化模型和模拟的宇宙学背景下，动力学性质接近我们的银河系。我们发现，由于径向迁移合并在高红移和中央酒吧在以后的时间，一个相当大的比例老贫金属高[阿尔法/铁]恒星到达太阳附近。这自然解释了最近的一些与薄盘和厚盘有关的观察结果，尽管我们只使用薄盘化学。虽然存在显著的径向混合，但年龄-金属丰度关系的斜率仅受到微弱影响，与最近的观测工作相一致。虽然我们在[O/Fe]-[Fe/H]平面上发现了一个平滑的密度分布，但我们可以通过根据高分辨率样品中用于定义薄盘和厚盘的运动学标准选择粒子来恢复观察到的不连续性。我们概述了一种新的方法来估计太阳的诞生地，并预测最有可能的半径位于4.4 < r < 7.7 kpc的范围内（对于r = 8 kpc的位置）。一个新的，统一的模型，银河系厚盘，合并和径向迁移发挥作用，在不同阶段的磁盘演变。我们发现，在早期的大规模合并的情况下，最古老的恒星的垂直速度色散被低估了约2倍的观测相比。因此，我们可以认为银河系厚盘不太可能是通过静止的盘演化形成的。
2013-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping parameters of idealised hydrodynamic galaxy simulations to bar properties: a case study with the RAMSES code
Laboratoire d’Astrophysique, EPFL（洛桑联邦理工学院天体物理实验室）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）
本研究通过RAMSES理想化模拟，识别出高Romeo-Falstad和广义ELN参数抑制棒状结构形成，并指出角动量灾难可能持续存在，仅重子主导盘能形成足够大的棒。
2026-09-15 astro-ph.GA
Zoom-in cosmological hydrodynamical simulation of a star-forming barred, spiral galaxy at redshift z=2
我们提出了气体和恒星运动学的高分辨率放大宇宙化学动力学模拟，偶然捕获的恒星形成棒旋星系的形成和演化，从红移$z\sim3$到$z\sim2$在宇宙恒星形成率的峰值。星系盘通过从环境中吸积气体和子结构而生长。当气体在不到1 Gyr的时间内从厚盘（垂直色散$σ_{v} >$为50 km/s）沉降到薄盘（$σ_{v} \sim 25$ km/s）时，螺旋图案变得完全有组织。我们模拟的盘状星系也有一个中央X形棒，其种子是由$z \sim 3$的致密气体富集块组装而成的。星系中的恒星形成活动主要发生在所有红移的球和沿旋臂的几个团块中，随着模拟接近$z=2$，团块的数量和大小都在增加。我们发现，随着年龄的减少，恒星星族集中在低银河系纬度，更多的支持旋转，也有较低的速度色散;此外，薄盘上的恒星星族是最年轻的，具有最高的平均金属丰度。螺旋臂的图案像一个固体一样以恒定的角速度作为半径的函数旋转，这比薄圆盘上的恒星和气体的角速度低得多;此外，螺旋臂的角速度作为时间的函数稳步增加，始终保持其径向轮廓不变。我们的旋臂的起源也进行了讨论。
2019-07-25 astro-ph.GA
How does the stellar disk of the Milky Way get its gas?
在化学动力学演化模型中，通常假设银河系是由内而外形成的，这意味着流入到盘上的气体随着银河系中心距离的增加而减少。同样，复制厚盘和隆起的化学丰度之间的差异相对于薄盘，在早期的吸积通量较高的假设。利用从宇宙学模拟中提取的一组类银河星系，我们研究了模拟恒星盘在整个演化过程中气体的吸积。总的来说，我们发现上面概述的图像是成立的，尽管详细的行为取决于银河系的组装历史和星系形成物理学的复杂性。
2018-05-04 astro-ph.GA
The effect of gravitational tides on dwarf spheroidal galaxies
当地环境对矮球状星系演化的影响知之甚少。我们已经进行了一系列的模拟，调查潮汐的影响，银河系的化学动力学演化的矮椭球体，类似于今天的经典矮星使用SPH代码GEAR。通过一个大的参数空间的潜在轨道模拟模型后，所得到的性能与观察从动力学的角度来看，但也从，往往被忽视的，化学的角度来看。总的来说，我们发现潮汐效应甚至在充满气体的矮星内部也会抑制恒星的形成。这样的淬火，可能会产生径向分布的矮椭球体从轨道内看到的大型宇宙学模拟。我们还发现，金属丰度梯度内的一个矮星是逐渐删除通过潮汐相互作用的恒星轨道移动到更高的半径。模型矮星也会向更高的$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ /L比率转变，但只有在失去恒星质量的$>$ $20\%$时。
2014-02-18 astro-ph.GA
The impact of supernova feedback on metallicity-gradient evolution in cosmological simulations
本文利用宇宙学化学动力学模拟，比较热能、随机和机械三种超新星反馈模型，研究星系恒星与星际介质径向金属丰度梯度的演化，发现机械反馈在 $z=0$ 与观测最吻合，并揭示了梯度随质量与红移的演化规律及内向外生长模式。
2025-10-12 astro-ph.GA
The aluminium-26 distribution in a cosmological simulation of a Milky Way-type Galaxy
通过宇宙学化学动力学模拟，研究铝-26在银河系类型星系中的分布，发现高铝-26含量气体具有高视线速度，与观测一致，但模拟旋转速度偏高。
2025-04-24 astro-ph.GA
Galactic Simulations of r-process Elemental Abundances
我们使用化学动力学模拟，其中包括四个不同的中子捕获过程：磁旋转超新星，中子星合并，中微子驱动的风，和电子捕获超新星的元素丰度比的分布。我们研究了简单孤立的矮盘星系和银河系型星系的宇宙学放大模拟，并将[Eu/Fe]和[Eu/α]演化与最近的观测结果进行了比较，包括HERMES-GALAH调查。我们发现，无论是电子捕获超新星或中微子驱动的风能够充分产生重中子捕获元素，如Eu的数量，以配合观测。中子星合并和磁旋转超新星都能够产生足够数量的这些元素。此外，低金属丰度（[Fe/H] < -1）时[Eu/Fe]和[Eu/α]的分散性以及高金属丰度（[Fe/H] > -1）时[Eu/（Fe，α）]对[Fe/H]梯度的变化都可能是优势r-过程位的指示。利用[Eu/（Fe，α] - [Fe/H]]的分布，我们预测单独的中子星合并不能解释观测到的Eu丰度，但可能与磁旋转超新星一起解释。
2018-12-18 astro-ph.GA
Emission from the circumgalactic medium: from cosmological zoom-in simulations to multiwavelength observables
我们模拟了从星系晕发射的通量，以量化环星系介质（CGM）的亮度。我们使用专门的放大宇宙学模拟与流体动力学自适应网格细化代码RAMSES，这是发展到z=0，并达到最大空间分辨率为380 $h^{-1}$ pc和气体质量分辨率高达1.8 $\times 10^{5} h^{-1} \rm{M}_{\odot}$在dennial地区。我们使用不同谱线（例如Ly $α$，CIV，OVI，CVI，OVIII）的云发射率模型计算CGM中气体的预期发射，考虑UV背景荧光，重力冷却和连续发射。在Ly $α$的情况下，我们还考虑了连续光子的散射。我们将我们的预测与目前的观测结果进行比较，发现在调整Ly $α$逃逸分数后，它们在任何红移处都很好地吻合。我们将模拟观测与FIREBall-2（UV气球光谱仪）和HARMONI（ELT上的可见光和NIR IFU）的仪器模型相结合，以预测使用任一仪器的CGM观测结果，并优化目标选择和观测策略。我们的研究结果表明，在红移为0.7的CGM的Ly $α$发射将与FIREBall-2的明亮星系（NUV $\sim$ 18等）观察，而金属线，如OVI和CIV将仍然具有挑战性的检测。HARMONI被发现非常适合于研究不同红移的CGM与各种示踪剂。
2019-09-05 astro-ph.GA
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: the impact of baryonic physics
恒星形成和超新星反馈在星系形成中的相互作用是理解星系演化的关键因素。由于这些过程发生在小尺度上，因此有必要建立子网格模型，以恢复宇宙学模拟所达到尺度上的演化和环境效应。我们模拟居住在银河系（MW）大小的晕在宇宙学环境中改变SN反馈和恒星形成的子网格模型相同的螺旋星系。我们测试施密特定律和多自由落体为基础的恒星形成延迟冷却反馈或机械反馈的组合。我们在36 Mpc的放大框中达到35 pc的分辨率。为此，我们使用的代码RAMSES与气体湍流的时间和跟踪恒星形成气体的局部流体动力学特征的实施。最后，我们比较了红移为0的星系与全球和星际介质的观测MW和本地的螺旋星系。模拟结果与观测结果进行了成功的比较。然而，不同的星系形态从不同的数值实现。我们强调的重要性，详细建模的恒星形成和反馈过程，特别是当增加模拟的分辨率。未来的改进可以减轻我们在不同的亚网格模型下模拟星系中表现出的简并性。
2022-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological simulations of screened modified gravity out of the static approximation: effects on matter distribution
在引力的标量张量理论的背景下，当运行N体模拟时，有一个普遍采用的假设，即标量场的运动方程中的时间导数可以忽略不计。在这项工作中，我们建议测试一个特定的标量张量模型与重力屏蔽机制：的引力子这一假设。为此，我们实现了必要的修改，以在N体代码Ramses中包含非静态项。我们目前的测试案例和宇宙学模拟的结果。我们在比较静态与非静态模拟时的主要发现是，考虑到非静态项的包含，全局功率谱仅略有修改。相反，我们发现局部功率谱的计算给出了不同的测量。这样的结果意味着，当假设准静态近似时，必须小心调查的环境效应的修改后的重力和屏蔽机制的结构形成的晕和空隙分布。
2014-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Horizon Run 5 Cosmological Hydrodynamic Simulation: Probing Galaxy Formation from Kilo- to Giga-parsec Scales
本文介绍 HR5 高分辨率宇宙学流体动力学模拟，结合丰富子网格物理、混合并行 RAMSES 与 PGalF 后处理，再现星系形成观测并揭示 BAO 尺度上的流体动力学偏差。
2023-10-05 astro-ph.GA
Following The Cosmic Evolution Of Pristine Gas I: Implications For Milky Way Halo Stars
我们利用新的亚网格湍流混合模型来精确地跟踪第一批恒星的宇宙演化，它们的超新星喷出物的混合，以及对星系晕化学成分的影响。使用宇宙学自适应网格细化代码RAMSES，我们实现了一个模型的污染的原始气体中所描述的潘等人。跟踪金属丰度低于临界值的波普III型恒星的金属丰度，使我们能够占的比例Z < Zcrit恒星形成，即使在该地区的气体的平均金属丰度远高于Zcrit。我们证明，这样的部分混合区域占0.5至0.7的所有流行III星形成z = 5。此外，我们还跟踪了Pop III超新星（SNe）产生的“原始金属”（PM）的产生和运输。这些中子捕获不足的金属被第二代恒星吸收，并可能导致碳增强贫金属（CEMP-no）恒星的独特丰度特征。作为一个说明性的例子，我们将原始金属与Keller等人用来解释SMSS J031300.36-670839.3恒星中金属来源的丰度比相关联，发现与观测到的CEMP-无银河系晕星中的[Fe/H]，[C/H]，[O/H]和[Mg/Ca]比非常一致。类似的未来模拟将有助于进一步限制使用CEMP观测的Pop III恒星的属性，以及改进对Pop III恒星空间分布的预测，下一代地面和空间望远镜将探索这一点。
2016-12-02 astro-ph.GA
The AGORA High-resolution Galaxy Simulations Comparison Project. V: Satellite Galaxy Populations In A Cosmological Zoom-in Simulation of A Milky Way-mass Halo
本文使用八种模拟代码对银河系质量晕进行高分辨率宇宙学放大模拟，发现在$z\sim2$时卫星星系数量少于暗物质晕，且通过引入重子物理和恒星反馈，在足够分辨率下完全解决了“卫星星系缺失问题”。
2024-02-08 astro-ph.GA
Chemo-Dynamical Evolution of Galaxies
本文综述星系化学动力学模拟如何结合流体动力学与化学增丰，以解释银河系及外部星系的元素分布观测并约束星系形成演化。
2023-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
cuRAMSES: Scalable AMR Optimizations for Large-Scale Cosmological Simulations
Center for Advanced Computation, Korea Institute for Advanced Study（韩国高等科学研究院先进计算中心）
针对RAMSES自适应网格细化代码，提出递归k段域分解、Morton键哈希表、空间哈希分箱等优化策略，显著提升强扩展性、降低内存占用并加速反馈例程，同时实现GPU加速。
2026-06-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
Magnetogenesis at Cosmic Dawn: Tracing the Origins of Cosmic Magnetic Fields
尽管宇宙磁场无处不在，但它的起源仍然是个谜。各种各样的机制已经提出了它们的存在，包括由膨胀产生的原始场，或由紧凑的天体物理物体放大和注入。将每种磁成因情景对磁场的大小和方向的潜在影响以及它们对气体动力学的影响分开，可能会让我们深入了解磁化我们宇宙的物理学。在这项工作中，我们证明，由于感应方程和螺线管约束是线性的$B$，从不同的磁场源的贡献可以分离在宇宙磁流体力学模拟和它们的演变和对气体动力学的影响可以跟踪。利用这一特性，我们开发了一个磁场示踪算法的宇宙学模拟，可以跟踪的起源和演变的不同组成部分的磁场。我们提出了一套宇宙磁流体动力学RAMSES模拟，采用这种算法的原始磁场强度是不同的，以确定原始和超新星注入的磁场的总磁能作为时间和空间位置的函数的贡献。我们发现，对于我们的特定模型，超新星注入的磁场很少穿透远离晕，尽管在模拟中通常占主导地位的总磁能。来自超新星注入场的磁能密度与密度成比例，其幂律斜率陡于4/3，并且通常主导晕内的总磁能。然而，在我们的模拟中，恒星的形成率不受磁场的存在下，原始场强的范围内检查。这些模拟代表了磁场示踪算法的第一次演示（删节）。
2018-12-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
High Angular Momentum Halo Gas: a Feedback and Code-Independent Prediction of LCDM
我们调查角动量收购银河系大小的星系通过比较五个高分辨率放大模拟，每个实施相同的宇宙学初始条件，但利用不同的流体动力学代码：恩佐，艺术，拉美西斯，Arepo和Gizmo-PSPH。每个代码都实现了一套独特的反馈和恒星形成处方。我们发现，虽然许多星系和晕属性不同的代码（和反馈处方）之间的变化，有定性协议的过程中的角动量收购星系的晕。在所有的模拟中，冷的附加气体吸积到晕中导致冷晕气体（$λ_{cold} \gtrsim 0.1$）比暗物质晕中的比角动量大4倍。在z>1时，这种流入的形式是在星系晕中同向的螺旋冷流，并与沿着宇宙网的惯性气体流入相关联。由于不同的模拟之间的定性协议，我们的结论是，高角动量晕气体的积累和这些螺旋冷流的存在是强大的预测λ冷暗物质星系形成，虽然这些流的详细形态是显着不太确定。越来越多的观测证据表明，这一过程在真实宇宙中得到了证实。
2017-08-23 astro-ph.GA
Tracking on-the-fly massive black hole binary evolution and coalescence in galaxy simulations: RAMCOAL
本文提出集成于RAMSES的RAMCOAL亚网格模型，在星系模拟中实时追踪大质量黑洞双星轨道演化，综合考虑动力学摩擦、恒星散射、环双星盘作用及引力波辐射，并验证其分辨率无关性，从而改进并合率与引力波背景的估计。
2025-07-30 astro-ph.GA
Code Comparison in Galaxy Scale Simulations with Resolved Supernova Feedback: Lagrangian vs. Eulerian Methods
本研究使用四种流体动力学代码对孤立矮星系进行高分辨率模拟，直接解析超新星反馈，发现拉格朗日代码比欧拉代码产生更阵发的恒星形成和更强的星系外流，且差异可通过调整恒星形成效率和超新星延迟时间来缓解。
2023-05-03 astro-ph.GA
Nexus: A framework for conrolled simulations of idealised galaxies
本文提出NEXUS框架，结合AGAMA与RAMSES并扩展气体成分建模，用于生成和演化自洽的理想化星系模型，以研究恒星与气体的长期动力学相互作用。
2024-10-23 astro-ph.GA
The AGORA High-Resolution Galaxy Simulations Comparison Project
我们介绍了AGORA项目，一个全面的数值研究的LCDM宇宙学内的良好解决的星系。宇宙流体动力学模拟的力分辨率为~100适当pc或更好的将运行与各种代码平台，以遵循层次增长，恒星形成历史，形态转变，和重子的周期进出8个星系的晕质量M_vir ~= 1 e10，1 e11，1 e12，和1 e13 Msun在z=0和两个不同的（“暴力”和“静止”）组装历史。在这个项目中使用的数值技术和实现包括光滑粒子流体动力学代码GADGET和GASOLINE，自适应网格细化代码ART，ENZO和RAMSES。这些代码将共享共同的初始条件和共同的天体物理学包，包括紫外背景、与金属有关的辐射冷却、超新星的金属和能量产额以及恒星初始质量函数。本文件对此作了详细说明。次网格恒星的形成和反馈处方将被调整，以提供一个现实的星际和环银河介质使用非宇宙学盘星系模拟。宇宙学运行将使用一个通用的分析工具包进行系统的相互比较，并根据观测结果进行验证，以验证解决方案的鲁棒性-即，天体物理学的假设是任何成功的原因，而不是特定实现的工件。广义上讲，AGORA项目的目标是提高星系模拟的真实性和预测能力，以及对调节星系新陈代谢的反馈过程的理解。“还提出了9个不同版本的参与代码对z=0质量为M_vir ~= 1.7e11 Msun的星系晕形成的概念暗物质测试，以验证该项目的基础设施。
2013-12-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The temperature of IGM at high redshifts: shock heating and high mach problem
宇宙气体在黑暗时代的热历史在很大程度上仍然未知。为了解释最近和即将到来的观测结果，包括EDGES报告的结果，重要的是量化相关物理对$z=10$和$z \sim 30$之间IGM温度的影响。我们重新审视气体加热由于结构形成冲击在这个时代，使用一套固定网格宇宙流体动力学模拟进行了三个不同的代码。在我们所有的模拟中，宇宙气体被预测为多相状态，因为$z>30$。高密度峰周围的气体逐渐发展出比$T \propto ρ^{2/3}$更尖锐的关系，近似为$T \propto ρ^{2}$，从$z=30$到$z=11$，可能是由于冲击加热。同时，空隙区域的气体往往具有较大的局部马赫数，并且它们的热状态因代码而异。在红移范围$11-20$，在我们的模拟中加热到CMB温度以上的气体冲击的质量分数比以前的半分析结果大2至8倍。在$z=15$处，不同代码之间的分数从$\sim 19\%$变化到$52 \%$。在$z=11$和$z=20$之间，两个程序预测的气体温度$<1/T_{\rm{K}}>_M^{-1}$为$\sim 10-20$ K，远高于绝热冷却模型和一些前人的工作。然而，在我们由RAMSES进行的模拟中，预测$<1/T_{\rm{K}}>_M^{-1}$甚至低于解释EDGE结果所需的温度。考虑到不同的代码给出不同的预测，目前，在模拟中对$z \sim 17$处的气体温度进行可靠的预测似乎是一个挑…
2020-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AGORA High-resolution Galaxy Simulations Comparison Project. X: Formation and Evolution of Galaxies at the High-redshift Frontier
Seoul National University（首尔大学）；Lund University（隆德大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
本文通过高分辨率模拟研究高红移星系形成，评估不同代码的收敛性与可重复性，发现反馈机制对高红移星系性质敏感，部分大质量暗物质晕能再现观测结果，但高红移处预测不足。
2026-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
