Introducing two improved methods for approximating radiative cooling in hydrodynamical simulations of accretion discs
针对吸积盘流体动力学模拟中完整辐射转移成本过高的问题，本文提出两种基于多方冷却近似的改进方法，其中专为自引力盘设计的 Modified Lombardi 方法能准确再现碎裂盘的柱密度、团块与螺旋结构。
2024-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
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。
2010-07-16 astro-ph.SR
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。
2014-10-14 astro-ph.SR
Stellar, brown dwarf and multiple star properties from a radiation hydrodynamical simulation of star cluster formation
我们报告的统计性质的恒星，褐矮星和多个系统获得的最大的辐射流体动力学模拟的恒星团簇形成的日期，解决质量下降到不透明度限制碎片（几个木星的质量）。初始条件与Bate以前发表的正压计算相同，但这次计算是使用现实的状态方程和辐射流体动力学进行的。该计算使用汇粒子模拟了183颗恒星和棕矮星，包括28颗双星和12个高阶多重系统，并将其性质与观测调查的结果进行了比较。我们发现，辐射流体动力学/汇粒子模拟再现许多观察到的恒星性质非常好。特别是，而使用正压状态方程产生更多的棕矮星比恒星，包括辐射反馈的结果在恒星质量函数和比例的棕矮星恒星与银河系恒星形成区的观测结果很好地吻合。此外，恒星和棕矮星的许多其他统计性质与观测结果相当吻合，包括作为原始质量的函数的多重性、极低质量双星的频率以及双星质量比和分离分布的一般趋势。我们还研究了恒星的速度色散，由于动力学相互作用的圆盘截断半径的分布，以及多个系统中轨道和下沉粒子自旋的共面性。总的来说，计算产生了一个星团，其统计特性很难与观测到的系统区分开来，这意味着重力，流体动力学和辐射反馈是确定低质量恒星统计特性起源的主要成分。
2011-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2015-12-11 astro-ph.SR
Hydrodynamical instabilities induced by atomic diffusion in A stars and their consequences
目标。原子扩散，包括辐射加速对个别元素的影响，导致恒星内部化学成分的重要变化。元素在特定层中的积累是局部不透明度的主要贡献者，会导致流体动力学不稳定性，从而改变恒星内部结构和表面丰度。我们的目的是研究这些影响，并比较由此产生的表面丰度与光谱观测方法。我们计算了包括这些影响的A型星的详细结构。我们使用图卢兹-日内瓦演化代码（TGEC），其中使用单值参数（SVP）方法计算辐射加速度，我们添加了双扩散对流与从三维（3D）模拟推导出的混合系数。结果我们发现，初始化学成分的修改有重要的影响，内部恒星混合，并导致不同的表面元素丰度。结果符合所观察到的表面化学成分，以及如果层，这是单独混合的双扩散对流，连接。
2016-04-05 astro-ph.SR
Monte Carlo Radiative Transfer
我概述了计算方法的解决方案的蒙特卡罗辐射转移（MCRT）的散射，吸收和发射过程中的灰尘和气体，包括偏振。我提供了天体物理学应用方法的相关论文的参考书目。
2011-04-26 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Exploring hydrodynamical stellar tachoclines along stellar evolution
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）
本文针对太阳型恒星演化中较差自转层输运问题，采用 Mathis Zahn 2004 形式体系与薄层近似，建模不同自转状态下的较差自转、经向环流及混合系数。
2025-10-20 astro-ph.SR
3D Grid-Based Monte Carlo Code for Radiative Transfer through Raman and Rayleigh Scattering with Atomic Hydrogen -- STaRS
通过与原子氢的拉曼散射形成的发射特征提供了独特的和关键的信息来探测由强远紫外发射源照射的厚中性区域的分布和运动学。本文介绍了一种新的三维Monte-Carlo程序，用于描述线光子与氢原子的Raman和瑞利散射的辐射转移。在这个名为“${\bf S}$ ejong Radiative ${\bf T}$ r ${\bf a}$ nsfer through ${\bf R}$ aman and Rayleigh ${\bf S}$ cattering（${\it STaRS}$）”的代码中，每个光子都被跟踪，直到逃逸，并附有携带包括位置、方向、波长和偏振的信息的标签。该方法将厚的中性散射区域划分为多个单元，每个单元以其速度和密度为特征，使得程序在分析具有复杂运动学和密度分布的中性区域中形成的拉曼散射特征时具有很大的灵活性。作为测试的代码，我们重新审视的形成巴耳末翅膀通过拉曼散射的远紫外连续附近的Ly $β$和Ly $γ$在静态中性区域。一个额外的检查，调查拉曼散射的OVI在一个扩大的中性介质。我们发现相当好的协议，我们的结果与以前的作品，展示了处理辐射转移建模，可应用于光谱偏振成像观测的各种对象，包括共生星，年轻的行星状星云，和活动星系核的能力。
2020-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improved near optimal angular quadratures for polarised radiative transfer in 3D MHD models
精确的角积分对于三维（3D）辐射转移问题的数值解是至关重要的，特别是当包括由各向异性辐射的散射产生的谱线偏振时。求最佳积分有两个要求，它们很难同时满足：高精度和短的计算时间。通过施加某些对称性，我们最近能够导出一组接近最佳的角积分。在这里，我们通过考虑其他对称性来扩展我们以前的研究。此外，我们测试的性能，我们的新的正交数值求解的辐射转移问题的共振线偏振在一个三维模型的太阳大气中产生的磁流体动力学模拟。这里推导出的新的角求积优于以前的射线的数量方面，需要达到任何给定的精度。
2021-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitor properties of type II supernovae: fitting to hydrodynamical models using Markov chain Monte Carlo methods
II型超新星（SNe II）的起源和爆炸性质是理解大质量恒星演化的基础。特别感兴趣的是它们的祖先的初始质量的范围，但尽管作出了努力，它仍然是不确定的。爆炸前图像中祖细胞的直接成像指出了$\sim$ 18 $M_{\odot}$的上限初始质量截止。然而，这是在紧张局势与以前的研究中，由光变曲线模型推断的祖质量往往有利于高质量的解决方案。此外，有人认为，光变曲线模型本身不能提供一个独特的解决方案的祖先和爆炸性能的SNe II。我们开发了一个强大的方法，它可以帮助我们约束的物理参数SNE II拟合同时其测辐射热光变曲线和光球速度的演变，流体动力学模型，使用统计推断技术。超新星爆发前的红超巨星模型是使用恒星演化代码MESA创建的，改变了初始的祖先质量。然后通过流体动力学模拟处理这些祖细胞的爆炸，其中爆炸能量、合成镍质量以及后者在喷出物内的空间分布被改变。我们通过马尔可夫链蒙特卡罗方法进行比较。我们将这种方法应用到一组经过充分研究的SNe与爆炸前图像中观察到的祖细胞，并与文献中的结果进行比较。祖先质量的限制被认为是一致的，我们的结果和那些来自前SN成像和分析的后期时间的光谱建模。我们已经开发出一个强大的方法来推断祖和爆炸性能的SN II祖这是与文献中的其他方法一致，这表明流体动力学建模是能够准确地约束物理性质的SNe II。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Monte Carlo Radiative Transfer Simulations: Applications to Astrophysical Outflows and Explosions
辐射转移理论提供了天体物理学物体的物理条件与其发射的可观测辐射之间的联系。因此，精确地模拟辐射转移往往是通过与观测结果进行比较来检验理论模型的必要部分。本文介绍了一个新的辐射转移程序，它采用蒙特卡罗方法数值模拟膨胀介质中的辐射输运。我们讨论了该代码的合成光谱和光变曲线的计算Ia型超新星爆炸模型的应用，并描述了某些近似的模拟结果的敏感性。
2009-11-08 astro-ph.SR
Quasi-Monte Carlo Radiative Transfer
本研究提出将准蒙特卡洛方法用于尘埃连续辐射传输模拟，对比不同实现的该方法与传统蒙特卡洛方法在多类散射测试中的表现，证实其收敛性更优，多数测试中可实现10倍加速，最高达40倍。
2024-06-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Kratos-linerad: GPU-accelerated Monte Carlo radiative transfer of lines with efficient imaging
The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯立夫天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）
本文提出GPU加速的Kratos-linerad代码，采用两步成像方案处理谱线蒙特卡洛辐射转移，验证了其正确性，GPU并行性提升了速度，可高效合成速度分辨图像。
2026-08-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
No self-shadowing instability in 2D radiation-hydrodynamical models of irradiated protoplanetary disks
包含恒星辐射的原行星盘的理论模型经常显示出尺度高度扰动的自发放大，这是由放大区域对星光的增强吸收产生的。反过来，这些区域在相邻区域上投射阴影，从而冷却和收缩，最终导致过热和阴影区域的交替图案。以前的研究已经提出这是一个真正的自我维持过程，即所谓的自遮蔽或热波不稳定性，它可以自然地形成经常观察到的盘结构，如环和间隙，甚至可能促进星子的形成。然而，所有这些都以某种方式假设了垂直流体静力平衡和整个圆盘的瞬时辐射扩散。在这项工作中，我们提出了第一个研究的稳定性的吸积盘放松这些假设，而不是依赖于辐射流体动力学模拟的自阴影。我们首先通过迭代过程构建流体静力盘配置，并表明形成的图案的扩大和阴影区域是假设瞬时辐射扩散的直接后果。然后，我们让这些解决方案随时间演变，这将导致在接近磁盘表面的层中的初始阴影功能的快速阻尼。这些热弛豫层朝着中平面生长，直到在整个盘中擦除径向方向上的所有温度极值。我们的研究结果表明，在磁盘表面的辐射冷却和气体平流防止形成自遮蔽不稳定性，通过阻尼温度扰动之前，这些到达较低的，光学厚的区域。
2022-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spirals, rings, and vortices shaped by shadows in protoplanetary disks: from radiative hydrodynamical simulations to observable signatures
通过辐射流体动力学模拟，发现阴影边缘激发螺旋并耗散形成环和涡旋，解释了原行星盘中的径向子结构，并预测了可观测特征。
2025-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiative Transfer in Star Formation: Testing FLD and Hybrid Methods
比较了在恒星形成流体动力学计算中常用的两种辐射转移算法：灰通量限制扩散算法和混合算法，并与Monte-Carlo辐射转移程序MOCASSIN的计算结果进行了比较。在盘状密度结构的混合计划执行显着优于FLD方法在光学薄的区域，在光学厚的区域具有可比的结果。在形成高质量恒星的情况下，我们发现FLD方法大大低估了辐射压力的约100倍。
2012-08-30 astro-ph.SR
Progress towards a 3D Monte Carlo radiative transfer code for outflow wind modelling
背景：膨胀恒星包层的辐射转移模拟是分析恒星包层的一项重要任务。为了解释不均匀性和偏离球对称性，有必要开发一种三维方法来进行辐射转移建模。目的：本文介绍了一个三维辐射转移的Monte Carlo模拟程序，其目的是利用统计平衡方程计算等离子体的电离和激发态，进而实现光子-物质耦合。作为第一步，我们提出了我们的蒙特卡罗辐射传输程序从头开始开发和测试。研究方法：背景模型大气（温度、密度和速度结构）可以使用称为模型网格（modGrid）的任意网格。辐射转移使用蒙特卡罗方法在笛卡尔网格中求解，称为传播网格（propgrid）。这个笛卡尔网格是基于modgrid的结构创建的;这两个网格之间的对应关系在计算开始时就设置好了，然后保持不变。propgrid可以是常规的，也可以是自适应的;测试了两种自适应网格模式。分析了不同螺旋桨网格的精度和计算速度。光子与物质的相互作用是使用露西的宏原子方法处理的。使用我们的代码的测试计算结果进行了比较，通过不同的蒙特卡罗辐射转移代码。结果如下：我们的方法和相关的程序的三维辐射转移使用Monte Carlo和macroatom方法提供了一个准确和可靠的解决方案的辐射转移问题，特别是有前途的包含和处理的三维非均匀性。
2022-12-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiative feedback and cosmic molecular gas: the role of different radiative sources
我们目前的结果从多频辐射流体动力学化学模拟解决原始恒星的形成和相关的恒星反馈从不同的人口的恒星，恒星能量分布（SED）和初始质量函数。光谱的大质量恒星，中等质量的恒星和定期太阳类恒星采用了超过150个频率箱的网格，并始终与流体力学，重元素污染和非平衡物种的计算。强大的大质量第III星族恒星被发现能够大量地释放氢，随后释放氦和氦$^+$，导致早期星系际介质中状态方程的反转和金斯质量的增加。辐射对恒星形成率的影响在几倍到1倍之间，取决于SED。辐射过程负责气体加热和光蒸发，虽然软SED的排放影响较小。这些发现对宇宙气体预热、原始直接坍缩黑洞、低质量矮星系等“宇宙化石”的形成、AGNi在再电离过程中的作用、扩展盘的早期形成和角动量灾难都有意义。
2016-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Progress towards a 3D Monte Carlo radiative transfer code for outflow wind modelling: II. 3-D applications
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本文提出了一种改进的3D蒙特卡洛辐射传输代码，用于处理任意几何结构的出流风建模，并验证了其在3D应用中的有效性。
2026-01-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
3-D Monte Carlo radiative transfer calculation of resonance line formation in the inhomogeneous expanding stellar wind
我们研究了光学厚团块，非空的团块间介质，团块的发病变化，以及团块内的速度色散对共振线形成的影响。为此，我们开发了一个完整的3-D蒙特卡罗辐射转移（MCRT）代码，能够处理3-D形状的团块和任意的3-D速度场。我们开发的方法使我们能够考虑到密度和速度风的不均匀性的贡献，总的不透明度非常精确。第一次与观测结果的比较表明，3-D密度和速度风的不均匀性有很强的影响，共振线的形成，他们必须占，以获得可靠的质量损失率的测定。
2012-02-20 astro-ph.SR
Insights from Synthetic Star-forming Regions: I. Reliable Mock Observations from SPH Simulations
通过对一个不断发展的恒星形成区域的流体动力学模拟的综合观测，我们评估了观测技术的选择如何影响跟踪恒星形成的性质的测量。测试和校准观测测量需要尽可能真实的合成观测。在这一部分的论文系列（纸I），我们探讨了不同的技术，如何映射的密度和温度的分布从基于粒子的模拟到适合于辐射转移的Voronoi网格，从而探索其准确性。我们进一步测试了不同的方法来建立辐射转移，以产生现实的合成观测。我们给出了所有方法的详细描述，并最终推荐技术。我们已经发现，当盲目地将尘埃辐射转移温度与流体动力学气体温度耦合时，20微米附近的通量被严重高估。我们发现，而不是假设一个恒定的背景尘埃温度除了辐射转移加热，恢复的通量是与实际观测一致。我们提出了大约5800现实的合成观测斯皮策和赫歇尔波段，在不同的进化时间步长，距离和方向。在本系列即将发表的论文（论文II，论文III和论文IV）中，我们将使用我们真实的合成观测来测试和校准恒星形成率（SFR），气体质量和恒星形成效率（SFE）的测量。
2016-03-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Time-dependent Monte Carlo continuum radiative transfer
目的。我们提出了一个实现的三维时间相关的蒙特卡罗辐射转移的算法。它允许一个模拟温度分布以及图像和光谱能量分布的散射光和热再发射辐射的可变照明和热源嵌入在尘埃分布，如拱星盘和尘埃壳的时间尺度长达数周。方法.我们扩展了公开可用的3D Monte Carlo辐射转移代码POLARIS与有效的方法模拟温度分布，散射，和热再发射的尘埃分布照射的随时间变化的辐射源。通过模拟嵌入式中心恒星周围的球形包络中的温度分布，显示了所选择的时间步长宽度和每个时间步长的光子包数量作为给定配置的关键参数的影响。本文讨论了光学厚度对温度模拟的影响，包括球壳温度模拟和星周盘模型温度模拟。最后，我们模拟了被星周盘包围的恒星的爆发。结果所提出的算法与时间有关的三维连续蒙特卡罗辐射转移是一个有价值的基础上的准备工作，以及分析周围的可变源，如吸积年轻的恒星物体的尘埃环境的连续观测。特别是，在光学和近红外波长范围内的光回波和相应的随时间变化的热再发射观测变量，例如爆发源的组合研究，成为可能在所有涉及的空间尺度。
2022-10-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Towards a self-consistent hydrodynamical model of the solar tachocline
本研究指出经典SZ92太阳差旋层流体动力学模型的输运假设与最新分层湍流模型不符，提出角动量和热输运均由水平湍流扩散主导的自洽新模型，给出厚度标度关系并分析其特性与局限。
2025-01-13 astro-ph.SR
SPAMCART: a code for smoothed particle Monte Carlo radiative transfer
我们提出了一个代码，用于生成合成的SED和强度图的平滑粒子流体动力学模拟快照。该代码基于Lucy（1999）的Monte Carlo辐射转移方法，即它跟踪从外部和/或嵌入源发射的离散亮度包，当它们通过密度场传播时，然后使用它们的轨迹来计算环境尘埃的辐射平衡温度。密度没有映射到网格上，因此计算是以与流体力学完全相同的分辨率进行的。我们提出了两个例子计算使用这种方法。首先，我们证明，该代码严格遵守基尔霍夫辐射定律。其次，我们提出了一个嵌入式原恒星多重系统的合成强度图和光谱。该算法使用的数据结构已经在现代粒子代码中用于其他目的。因此，它的实现相对简单。
2016-06-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Monte-Carlo radiative transfer simulation of the circumstellar disk of the Herbig Ae star HD 144432
过渡前的盘，与内部红外发射区和外部盘之间的间隙区域的研究，是重要的，以提高我们的理解盘的演变和行星形成。先前的红外干涉观测已经显示出赫比格Ae恒星HD~144432周围的原行星盘中存在间隙区域的迹象。我们用二维辐射转移模型研究了这颗恒星周围的尘埃分布。我们比较了通过蒙特卡罗辐射转移程序RADMC-3D获得的模型预测与红外干涉观测和HD~144432的{ \SED }。我们发现的最佳拟合模型由位于$0.21\enDash0.32~\AU$的内部光学薄组件和位于$1.4\enDash10~\AU$的光学厚外盘组成。我们还发现了一种替代模型，其中内部子AU区域由光学薄和光学厚组件组成。我们的模型表明，一个光学薄的组件存在于内部的子AU区域，虽然光学厚的组件可能共存于同一区域。我们的模型还表明，在HD~144432的磁盘间隙样的不连续性。
2015-12-07 astro-ph.SR
$\texttt{slick}$: Modeling a Universe of Molecular Line Luminosities in Hydrodynamical Simulations
提出软件包slick，结合辐射转移与随机森林机器学习，精准预测流体动力学模拟中星系的CO及碳元素谱线光度，并生成了首例从z=0到z=10的模型光锥。
2024-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Native Synthetic Imaging of Smoothed Particle Hydrodynamics density fields using gridless Monte Carlo Radiative Transfer
本文提出了一种利用光滑粒子流体动力学（SPH）密度场自适应特性生成合成望远镜图像的算法。成像过程使用蒙特卡罗辐射转移（MCRT）方法来模拟密度场中光子包的散射和吸收，然后光子包离开系统并在像素化图像平面上被捕获，从而创建2D图像（或3D数据立方体，如果光子也按其波长分组）。该算法直接在密度场上实现：不需要对场进行网格化，使得密度场的描述与产生密度场的模拟具有相同的精度水平。本文介绍了该方法在恒星和行星形成模拟中的一些应用，以说明这种新技术的优点，并对该框架如何支持辐射平衡算法提出了建议，作为未来发展的指示。
2010-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrodynamical models of the $β$ Lyr A circumstellar disc
Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Institute of Astronomy（查理大学数学物理学院天体物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
本研究通过流体动力学模型分析β Lyrae A双星系统的星盘，发现需要更高的表面密度和中平面温度以解释观测数据，且方面比可达到0.08。
2025-09-15 astro-ph.SR
Planet migration in three-dimensional radiative discs
生长中的原行星的迁移取决于周围圆盘的热力学。标准模型，使用局部等温盘，表明在低行星质量制度向内（I型）迁移。考虑到非等温效应，最近的研究表明，I型迁移的方向可以从向内变为向外。在本文中，我们扩展了以前的二维研究，并探讨在粘性，辐射盘的行星盘相互作用，使用全三维辐射流体动力学模拟嵌入行星的原行星吸积盘，行星质量的范围。我们使用一个明确的三维（3D）流体动力学代码NIRVANA，包括全张量粘度。我们在通量限制扩散近似中添加了隐式辐射输运，为了显著加快模拟速度，我们在3D环境中重新调整并实施了FARGO算法。首先，我们提出了测试模拟的结果，证明了新实施的FARGO方法在3D中的准确性。对于一个行星质量为20 M_地球，然后我们表明，包括辐射效应产生的扭矩反转也在全三维。对于相同的不透明度定律，由于光盘稍薄，3D中的效果甚至比相应的2D模拟更强。最后，我们通过计算一系列行星质量来证明扭矩反转的程度。通过全三维模拟嵌入行星的粘性，辐射盘，我们确认，迁移可以向外定向到约33 M地球的行星质量。因此，这种效应可能有助于解决行星在I型阶段向内迁移过快的问题。
2009-08-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical simulations of red giant stars: semi-global models for the interpretation of interferometric observations
上下文红巨星支星模型的理论预测是天体物理学中从星系化学演化到系外行星系统研究等各种应用的宝贵工具。目标。我们使用辐射转移代码OPTIM 3D和现实的3D辐射流体动力学（RHD）的表面对流模拟红巨星，探讨颗粒化的影响干涉观测。方法.我们在两个滤波器中计算3D模拟快照的强度图：在5000 \pm 300 μ m处的光学滤波器和在K波段2.14 $\pm$ 0.26 μm FLUOR滤波器中，对应于安装在CHARA干涉仪上的仪器的波长范围。从强度图，我们构建恒星盘的图像，占中心到肢体的变化。然后，我们推导出干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们的行为与位置角和波长。结果我们提供了不同金属丰度和波长范围的平均边缘暗化系数。我们详细介绍了与今天的干涉仪的红巨星的颗粒和中心到肢体的变化的检测和表征的前景。我们发现，对流相关的表面结构的影响取决于金属丰度和表面重力。我们提供了理论上的闭合相，应纳入红巨星伴星闭合相信号的分析。我们估计了3D-1D恒星半径测定的修正：3D模型在光学上比1D小~ 3.5%~ 1%，在红外上大约小0.5%~ 1.5%。即使这些修正很小，它们对于正确设置干涉测量法得出的有效温标的零点和加强现有红巨星星表的置信度对于干涉测量法也很重要。
2010-09-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observing gas and dust in simulations of star formation with Monte Carlo radiation transport on Voronoi meshes
来自大质量恒星的电离反馈极大地影响了恒星形成区域的星际介质。数值模拟现在开始包括足够的复杂性，以产生与观测结果相差不大的形态和气体性质。然而，流体动力学模拟产生的密度场与给定波长下的观测结果之间的比较依赖于光电离/化学和辐射转移计算。在这里，我们提出了一个实施的Monte Carlo辐射输运通过Voronoi镶嵌在光电离和尘埃辐射转移代码MOCASSIN。我们第一次显示了合成光谱和合成发射线地图的流体动力学模拟的分子云大规模恒星反馈的影响。我们表明，以前的工作的基础上，重新映射到笛卡尔网格流体动力学密度场的方法，然后进行辐射转移/光电离计算，结果在该地区的温度和电离结构的显着错误。此外，我们描述了跟踪光子能量包通过Voronoi曲面细分，包括优化，处理有问题的情况下，边界条件的数学过程。我们使用原始版本的MOCASSIN和修改后的版本，使用Voronoi细分进行各种基准测试。我们发现，对于均匀的网格，或相当于一个立方晶格的细胞生成点，新的Voronoi版本给出了相同的结果，原来的笛卡尔网格版本的MOCASSIN的所有基准。对于非均匀的初始条件，如使用快照从平滑粒子流体动力学模拟，我们表明，Voronoi版本比笛卡尔网格版本的性能更好，从而在密集区域更好的分辨率。
2015-11-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
The scattering order problem in Monte Carlo radiative transfer
辐射转移模拟是生成各种天体图像的重要工具。在复杂的三维几何形状的情况下，通常使用基于蒙特卡罗的方法来模拟光子包在其环境中移动并与其环境相互作用。以前的研究表明，在高光学深度的制度，所需的模拟光子包的数量大幅上升，估计通量可能会被严重低估。在本文中，我们确定了两个问题，出现的Monte Carlo辐射转移模拟，阻碍了正确的测定通量：第一，之间的不匹配的概率和重量的路径的光子包，第二，模拟范围广泛的高散射订单的必要性。此外，我们认为剥离方法部分解决了这些问题，我们还提出了一个扩展的剥离方法。我们提出的方法改进了它的基本变体的几个缺点，并依赖于利用预先计算的球光谱。然后，我们结合剥离的方法与分裂方法和拉伸方法，并在数值上评估其能力，而不是纯粹的分裂$\,\&\,$拉伸方法在一个无限的平面平行板设置。我们发现，剥离方法大大提高了这些模拟的性能，特别是在横向光学深度的$τ_{\rm max}=75$，我们的方法实现了显着低于以前的方法，同时节省${>}95\%$计算时间的错误。最后，我们讨论了包括偏振和米氏散射的扩展剥离法，并认为它可能是必要的，以装备未来的Monte Carlo辐射转移模拟与额外的先进寻路技术。
2020-11-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Unbiased Monte Carlo continuum radiative transfer in optically thick regions
辐射转移描述了电磁辐射通过相互作用介质的传播。这个过程通常是通过使用蒙特卡罗方法来模拟的，该方法涉及模拟光子包的概率确定和跟踪。在高光学深度的制度，这种方法遇到困难，因为只有通过考虑大量的模拟光子包才能实现各种物理过程的适当表示。因此，对计算时间的需求相应增加，从而实际上限制了可以模拟的模型的光学深度。在这里，我们提出了一种方法，其目的是解决问题的高光学厚度的尘埃介质，这完全依赖于使用无偏蒙特卡罗辐射转移。为此，我们识别并预先计算重复发生和模拟的过程，将其结果存储在多维累积分布函数中，并立即用该结果取代模拟过程中的基本Monte Carlo转移。在预计算过程中，我们生成了从球中心到球边缘的光子包的发射光谱和沉积能量分布。我们进行了性能测试的方法，以确认其有效性，并获得了高达三个数量级的计算速度的提升。然后，我们将该方法应用到一个简单的模型的粘性加热拱盘，我们讨论的必要性，找到一个解决方案的光学深度问题方面的适当的温度计算。我们发现，在高度光学厚的区域的光子包的不正确的治疗的影响，甚至延伸到光学薄的区域，从而改变了整体观察的磁盘外观。
2020-03-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
