Moving-mesh radiation-hydrodynamic simulations of wind-reprocessed transients
最近的理论工作的潮汐破坏事件和其他奇特的瞬变的动机，我们提出了移动网格辐射流体动力学模拟的中心源发出的辐射光度再处理的风一样的流出。我们耦合动网格流体动力学代码JET与我们新开发的辐射模块的基础上混合帧灰色通量限制扩散隐式时间步长更新。这使我们能够研究自洽的多维辐射流体动力学演化超过十个数量级的空间和时间在一个单一的运行。我们模拟了一个光学厚的球形风，具有恒定或不断变化的质量损失率，这是由一个中央各向同性或角度相关的辐射源照射。我们的球对称模拟确认以前的分析结果，确定不同阶段的辐射后处理：辐射被困在风中，通过风扩散，并达到恒定的最大衰减。我们发现，限制在一个圆锥体中的中央辐射源具有适度的开放角度减少了一个数量级的早期通量沿视线方向远离辐射注入的方向，但经过再处理的辐射成为各向同性大致经过一个横向扩散时间通过喷出物。我们讨论了进一步的应用和指导方针，使用我们的新的辐射流体动力学工具的瞬态建模的背景下。
2021-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics of Line-Driven Winds
Dimtri Mihalas在70年代和80年代编写的关于“恒星大气”和“辐射流体力学基础”的教科书为理解大质量发光恒星的移动大气和风奠定了早期基础。事实上，恒星辐射动量在推动物质外流中的核心作用使得这种恒星风成为辐射流体动力学过程的关键原型。本文回顾了这种辐射驱动的动力学，首先建立在标准的CAK模型，然后讨论与发展和饱和的不稳定性，以及附近的音速点基地的风启动的微妙之处。总体目标是阐明辐射驱动的丰富物理学和未来发展动力学模型的挑战，这些模型可以解释质量损失率和流速与恒星性质的广泛缩放，以及在恒星外流中观察到的通常复杂的结构和可变性。
2009-08-11 astro-ph.SR
Radiation hydrodynamics in simulations of the solar atmosphere
几乎所有在太阳核聚变产生的能量最终都在太阳大气中辐射到太空中，而剩余的能量则以中微子的形式被带走。因此，太阳气体和辐射场之间的能量交换是大气模拟的一个重要组成部分。描述这些相互作用的方程是已知的，但是它们的解在计算上是如此昂贵，以至于它们只能在多维辐射MHD建模中以近似形式求解。在这篇评论中，我讨论了最常用的近似气体和辐射之间的能量交换的光球，色球，和日冕。
2020-02-11 astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer: I. Algorithms and numerical methods
我们提出了一套新的数值方法，计算流体力学计算中的辐射压力项，特别关注大质量恒星的形成。的辐射力是确定从蒙特卡洛估计，并使详细的微观物理，包括多色辐射和各向异性散射，在自由流动和光学厚度的限制，一个完整的治疗。由于新的方法是计算要求，我们已经开发了两种新的方法，加快算法。第一个是光子包分裂算法，使非常光学厚的区域中的蒙特卡罗过程的有效治疗。第二个是一个并行化的方法，分布在许多情况下的流体动力学域的蒙特卡罗工作量，从而在良好的缩放的辐射步骤。我们还描述了一个下沉粒子的方法，使我们能够遵循吸积到，和增长，原恒星的实施。我们详细介绍了新算法的广泛测试和基准测试的结果。
2015-01-23 astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical modelling of Core-Collapse Supernovae: light curves and the evolution of photospheric velocity and temperature
我们已经开发了一个相对论，辐射流体力学拉格朗日代码，专门为模拟核心坍缩超新星（CC-SN）事件的主要观测量（光变曲线，光球速度和温度的演变）的演变。该代码的显着特点是一个精确的治疗辐射转移耦合到相对论流体力学，考虑到中央紧凑的残余物的引力效应的最里面的喷出物的演化的自洽处理，和一个完全隐式拉格朗日方法耦合的非线性有限差分方程组的解决方案。我们的目标是使用它作为数值工具来执行网格的模式进行比较CC-SNe的观测计算。在本文中，我们提出了一些测试案例模拟和SN 1987 A的观测，以及与其他数值代码所获得的结果进行比较。我们还简要地讨论了主要的物理参数（喷出的质量，祖半径，爆炸能量，量的\chem{56}{Ni}）对喷出物的演化的影响，和我们的结果的影响与可能性，以“标准化”的富氢CC-SNe使用它们作为蜡烛来测量宇宙学距离。
2011-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Radiation Hydrodynamics of Blue Supergiant Envelopes
Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校卡弗里理论物理研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体科学系）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（西蒙斯平顿研究所计算天体物理中心）
通过三维辐射流体动力学模拟，发现蓝超巨星外包层对流直接延伸至光球层，产生与观测一致的宏观湍流速度场及随机低频光度变化。
2026-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling circumstellar discs with 3D radiation hydrodynamics
我们提出的结果相结合的网格为基础的辐射转移代码与光滑粒子流体动力学代码产生一个灵活的系统，辐射流体动力学建模。我们使用一个基准模型的拱盘，以确定一个强大的方法来构建一个网格密度分布的SPH粒子。然后使用基准盘来确定辐射转移结果的准确性。我们发现，SED和盘内的温度分布是敏感的盘内边缘的代表性，这取决于严格的网格和SPH分辨率。然后，代码被用来模拟围绕T-Tauri恒星的拱星盘。当星盘向平衡方向调整时，星盘中的垂直运动被诱导，导致刻度高度的增加，从而拦截来自中央恒星的辐射。辐射的垂直传输使得这些扰动能够影响圆盘的中面温度。垂直运动随时间衰减，圆盘最终达到流体静力学和辐射同时平衡的状态。
2009-12-10 astro-ph.SR
Testing the stability of supersonic ionized Bondi accretion flows with radiation hydrodynamics
本文研究了大质量天体上一维球对称电离Bondi吸积在年轻天体上的稳定性。首先，我们推导出一个新的解析表达式的稳态两个温度的解决方案，预测存在的紧凑和超紧凑的HII区域。然后，我们表明，这种解决方案是唯一的边缘稳定，如果电离处理自洽。这导致HII区域随着时间的推移反复崩溃。我们推导出一个半解析模型来解释这种不稳定性，并使用空间收敛的一维辐射流体动力学模拟进行测试。讨论了一维不稳定性对超声速吸积流三维辐射流体力学模拟的影响。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Acoustic-gravity wave propagation characteristics in 3D radiation hydrodynamic simulations of the solar atmosphere
在过去的几十年里，太阳大气三维辐射磁流体动力学模拟的真实度有了巨大的进步。四个最常用的数字代码是Bifrost，CO 5 BOLD，MANCHA 3D和MURaM。本文通过测量不同高度上的声波-重力波频散关系，对这四种程序的波传播特性进行了测试和比较。我们发现各种模型之间存在相当大的差异。波功率的高度依赖性，特别是高频波，变化高达两个数量级的模型之间，和几个模型的相位差谱显示出意想不到的功能，包括$\pm180^\circ$相位跳跃。
2020-07-11 astro-ph.SR
Optab: Public code for generating gas opacity tables for radiation hydrodynamics simulations
我们已经开发了一个公共代码，Optab，输出Rosseland，普朗克，和两个温度普朗克平均气体不透明度表辐射流体力学模拟天体物理学。该代码是为现代高性能计算而开发的，使用Fortran 90编写，并使用消息传递接口和分层数据格式，版本5。这项工作的目的是提供一个平台上，用户可以生成不透明度表，为自己的研究目的。因此，代码的设计使得用户可以很容易地修改，更改，或添加不透明度的来源，除了那些已经实现的，其中包括韧致辐射，光电离，瑞利散射，线吸收，碰撞诱导吸收。在本文中，我们提供了详细的不透明度计算在我们的代码和验证测试，以评估我们的代码的性能。
2021-12-10 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.IM
Radiation-Hydrodynamics with MPI-AMRVAC: Flux-Limited Diffusion
辐射控制着许多天体物理环境的动力学和能量学。然而，捕捉辐射和物质之间的耦合往往是一项物理复杂且计算昂贵的工作。我们开发了一种数值工具，以合理的成本在各种配置中进行辐射流体动力学模拟。我们建立在有限体积代码MPI-AMRVAC解决流体动力学方程的多维自适应网格，并引入一个新的模块来处理与辐射的耦合。一个非平衡，通量限制扩散近似被用来关闭的辐射动量和能量方程。然后，在一个灵活的框架内求解与时间相关的辐射能量方程，充分考虑辐射力和功项，并进一步允许用户采用各种描述的辐射-物质相互作用项（“不透明度”）。我们验证辐射模块上的一组标准的测试情况下，不同的辐射能量方程占主导地位。作为一个科学案例的初步应用，我们计算的辐射驱动和光学厚的大质量沃尔夫-拉叶星的超音速外流的球对称模型。这也证明了我们的代码的灵活性，作为图示的模拟结合了通常用于静态恒星结构模型中的不透明度与参数化形式的增强线不透明度预期在超声速流。这个新的模块提供了一个方便和通用的工具，执行多维和高分辨率的辐射流体动力学模拟在光学厚的环境与MPI-AMRVAC代码。该代码已准备好用于各种天体物理学应用，其中我们的第一个目标将是从沃尔夫-拉叶星恒星外流的多维模拟。
2021-04-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiation hydrodynamics of triggered star formation: the effect of the diffuse radiation field
我们调查的效果，包括扩散场辐射建模时的辐射驱动的Bonnor-Ebert球（BES）的内爆。辐射流体动力学的计算是通过使用运营商分裂蒙特卡罗光电离与网格为基础的欧拉流体动力学，包括自引力相结合。据发现，扩散场的辐射驱动崩溃的性质，这是强烈耦合到的驱动冲击，建立在撞击BES的强度有显着的影响。这可能会导致恒星形成的速度比使用现场近似的预期要慢或更快，这取决于BES与源物体的距离。除了直接压缩BES外，更强的冲击会增加堆积物质外壳的厚度和密度，从而导致短暂、强烈的光蒸发喷射，每当压缩变慢时，都会加强压缩。当包括扩散场时，由于在壳体表面的较大区域上引起火箭运动，这种情况发生得特别有效。通过不稳定性的“象鼻”的形成和演变也发现显着不同时，包括扩散场。由于扰动，种子不稳定性被涂抹出来象鼻形成不太容易，一旦形成，暴露在增强的热压缩。
2011-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation hydrodynamics of core-collapse supernovae: the "key" asset for a self-consistent modelling of these events
我们已经开发了一个专门定制的相对论，辐射流体力学拉格朗日代码，使我们能够模拟核心坍缩超新星（CC-SN）事件中的主要观测量（光变曲线，光球速度和温度的演变）的演变。的代码功能，一些模拟以及我们的结果与可能的“标准化”的富氢CC-SNe的影响进行了简要讨论。还讨论了这一代码在开发“CC-SNe实验室”中可能发挥的作用，该实验室用于从光变曲线和光谱的模型/数据比较中以“自洽”方式（从主序列到爆炸后阶段）描述CC-SN事件的演变。
2011-09-08 astro-ph.SR
Three-temperature radiation hydrodynamics with PLUTO: Tests and applications to protoplanetary disks
针对T Tauri星周盘加热模型局限性，在PLUTO代码中开发了自洽模拟气体、尘埃与辐射能量交换的“三温度”数值方案，经多维测试验证有效，适用于流体动力学不稳定性与盘-行星相互作用等盘物理问题。
2023-08-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Fast and accurate frequency-dependent radiation transport for hydrodynamics simulations in massive star formation
辐射反馈在大质量恒星的形成中起着至关重要的作用。因此，在当前的流体动力学模拟中，实现对星前核和不断演化的吸积盘中进行的热力学过程的快速准确描述是一个主要的努力。目的：我们介绍了我们新实现的三维频率相关的辐射输运算法的流体力学模拟的空间配置与一个占主导地位的中心源。研究方法：该模块结合了近似通量限制扩散（FLD）求解器的速度优势和频率相关一阶射线跟踪例程的高精度。结果如下：我们证明了该计划的可行性，在一个标准的辐射基准测试相比，一个完整的频率依赖的蒙特卡罗的辐射转移代码。该装置包括一个中央恒星，一个拱星张开的磁盘，以及一个信封。针对不同的光学深度进行测试。考虑到恒星辐射的频率依赖性，温度分布可以精确地描述在光学薄，厚，辐照过渡区。由此产生的尘埃粒子上的辐射力以高精度再现。可实现的并行加速的方法不施加进一步的辐射（磁）流体动力学模拟的限制。结论：建议的近似辐射输运方法，使频率依赖的辐射流体动力学研究的演化的星前核心和周围的大质量恒星周围的吸积盘的演变，在一个高效和准确的方式。
2010-03-25 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A radiation hydrodynamics scheme on adaptive meshes using the Variable Eddington Tensor (VET) closure
本文提出了一种新的算法来求解辐射流体力学（RHD）方程的频率积分，两个时刻的提法。该算法的新特点包括：i）采用非局部可变爱丁顿张量（VET）封闭的辐射矩方程，计算与射线跟踪方法，ii）支持自适应网格细化（AMR），iii）使用时间隐式Goddom方法的双曲传输的辐射，和iv）一个定点皮卡迭代计划，以准确地处理刚性非线性气体辐射能量交换。测试表明，我们的计划工作正确，产生准确的气体和辐射之间的能量和动量传递率，并获得正确的辐射场分布，即使在更常用的情况下-但不太准确-封闭关系，如通量限制扩散和矩-1近似失败。我们的计划提出了一个重要的一步，以提高空间和方向的准确性，有效地提高其预测能力进行RHD模拟。
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hybrid Adaptive Ray-Moment Method (HARM$^2$): A Highly Parallel Method for Radiation Hydrodynamics on Adaptive Grids
我们提出了一种高度并行的多频混合辐射流体动力学算法，该算法结合了空间自适应的长特征方法的辐射场从点源与矩量法，处理由体积填充流体产生的漫辐射场。我们的混合自适应射线矩量法（HARM $^2$）基于补丁的自适应网格上运行，是兼容异步时间步进，并与任何时刻的方法。与以前的长特征方法相比，我们通过开发一种新的完全异步和非阻塞的通信算法，大大提高了自适应长特征方法的并行性能。作为这种改进的结果，我们的实现达到了近乎完美的扩展到分布式内存机器上的$\mathcal{O}(10^3)$处理器。我们提出了一系列的测试，以证明该方法的准确性和性能。
2016-07-06 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
Radiation Hydrodynamics using Characteristics on Adaptive Decomposed Domains for Massively Parallel Star Formation Simulations
提出了一种在大规模并行计算机上利用自适应网格加密和区域分解求解辐射转移问题的算法。求解器基于特征线法，该方法需要自适应光线跟踪器，该光线跟踪器集成了辐射转移方程。辐射场被分为局部和全局分量，分别处理，以克服非局部性问题。该求解器是在磁流体动力学代码FLASH的框架内实现的，并通过算子分裂步骤耦合。目标是在恒星形成模拟的背景下研究辐射，重点是早期盘的形成和演化。这就需要对辐射物理进行适当的处理，包括光学薄和光学厚的区域，特别是过渡区。我们成功地证明了我们的方法的准确性和可行性，在一系列标准的辐射转移问题和两个三维塌陷模拟类似的早期阶段的原恒星和光盘形成。
2015-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fornax: a Flexible Code for Multiphysics Astrophysical Simulations
本文介绍了我们的新的多组，多维辐射流体动力学（RHD）代码Fornax的设计和实施，并提供了一套代码测试，以验证其在广泛的物理制度的应用。而不是专门专注于测试中微子辐射流体动力学相关的核心塌陷超新星的问题，其中天炉座是主要的目的，我们在这里提出的经典和严格的演示代码性能相关的一个广泛的多维流体动力学和多组辐射流体动力学问题。我们的代码解决了comoving-frame辐射矩方程使用M1封闭，利用保守的高阶重建，采用半显式的物质和辐射输运通过高阶时间步进计划，并适用于应用到广泛的天体物理问题。为此，我们首先描述的哲学，算法和方法的天炉座，然后执行许多严格的代码测试，集体和大力行使的代码，展示了出色的数值保真度，它捕捉到了许多物理效应的辐射流体力学，并显示出色的强大的缩放远远超过100 k MPI任务。
2019-02-07 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Crash: A Block-Adaptive-Mesh Code for Radiative Shock Hydrodynamics - Implementation and Verification
我们描述的CRASH（中心辐射冲击流体力学）代码，块自适应网格代码多材料辐射流体力学。该实现解决了辐射扩散模型与灰色或多组方法，并使用一个通量限制扩散近似恢复自由流动的限制。允许电子和离子具有不同的温度，并且我们包括通量限制的电子热传导。辐射流体动力学方程在欧拉框架中通过保守的有限体积离散在一个，两个，或三维平板几何形状或在二维圆柱对称。采用算子分裂法分三步求解：（1）用激波捕捉格式求解流体动力学方程，（2）在频率对数空间中进行辐射的线性平流，（3）隐式求解刚性辐射扩散、热传导和能量交换。我们提出了一套验证测试问题，以证明算法的准确性和性能。CRASH代码是块自适应树太阳风罗伊逆风计划（BATS-R-US）代码的扩展，具有新的辐射传递和热传导库以及状态方程和多群不透明度求解器。CRASH和BATS-R-US都是公开可用的空间天气建模框架（SWMF）的一部分。
2011-01-19 astro-ph.SR physics.comp-ph
Exposed Long-lifetime First-core: A New Model of First Cores Based on Radiation Hydrodynamics
第一个绝热核心是在恒星形成的早期阶段形成的瞬态物体。第一个核心的观测被认为是困难的，因为它的寿命短，亮度低。在辐射流体动力学模拟的基础上，我们提出了一个新的第一核理论模型：暴露的长寿命第一核（ELF）。在非常低质量的分子核心中，第一个核心演化缓慢，寿命超过10，000年，因为吸积率相当低。极低频的演化不同于普通的第一堆芯，因为辐射冷却在那里有显著的影响。我们还对极低频尘埃连续辐射进行了辐射传输计算，以预测其观测特性。ELF在无线电波长上有稍微微弱但与普通第一核心相似的SED，因此它们可以被观察到。虽然这种低质量核心变得引力不稳定并开始坍缩的可能性很低，但我们仍然可以预期可以形成相当数量的ELF，因为在恒星形成区域中有许多低质量分子云核心可以成为ELF的祖先。
2011-03-17 astro-ph.SR
VETTAM: A scheme for radiation hydrodynamics with adaptive mesh refinement using the variable Eddington tensor method
我们提出了可变爱丁顿张量封闭运输自适应网格（\texttt{VETTAM}），一种新的算法来解决辐射流体动力学方程（RHD）与支持自适应网格细化（AMR）的频率集成，两个时刻制定。该方法是基于一个非本地变量爱丁顿张量（VET）封闭计算的混合特征计划的射线跟踪。我们使用Goddom方法的双曲传输的辐射与隐式向后欧拉时间更新，以避免明确的时间步长约束所施加的光交叉时间，和一个定点Picard迭代计划来处理非线性气体辐射交换项，与两个隐式更新阶段联合迭代收敛。我们还开发了一个修改后的AMR，我们发现这是至关重要的，在扩散制度获得准确的结果的波速校正方法。我们证明了我们的计划的鲁棒性与一套纯辐射和RHD测试，并表明它成功地捕捉流，静态扩散和动态扩散制度和它们之间的空间转换，投下尖锐的阴影，并产生准确的结果辐射和气体之间的动量和能量交换率。比较了辐射矩方程的Eddington近似（0阶矩封闭）和$M_1$近似（1阶矩封闭）的不同封闭方案，表明了VET方法（2阶矩封闭）优于简单封闭方案。\texttt{VETTAM}已被耦合到AMR \texttt{FLASH}（磁）流体动力学代码，我们总结报告的性能特点和瓶颈，我们的实施。
2022-02-17 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
Local Radiation Hydrodynamic Simulations of Massive Star Envelopes at the Iron Opacity Peak
我们进行了三维辐射流体动力学模拟的结构和动力学的辐射为主的信封的大质量恒星的铁不透明度峰值的位置。一维流体静力学计算预测在这个位置的不稳定的密度反演，而我们的模拟揭示了一个复杂的相互作用的对流和辐射传输的行为取决于光子扩散时间的动态时间的比率。后者由光学深度/压力标度高度$τ_0$与$τ_c=c/c_g$之比设定，其中$c_g \approx$ 50 km/s是单独气体中的等温声速。当$τ_0 \gg τ_c$时，对流降低了辐射加速并消除了密度反转。模拟中的湍流能量输运与混合长度理论一致，并提供了其在辐射主导的制度的第一个数值校准。当$τ_0 \ll τ_c$时，对流变得无效，湍流能量传输可以忽略不计。湍流速度超过$c_g$，驱动冲击和大的密度波动，使光子优先通过低密度区域扩散出去。然而，有效辐射加速度仍然大于重力加速度，使得时间平均密度剖面包含适度的密度反转。此外，模拟的包络线经历了几个小时的周期的大规模振荡。湍流速度场可能影响大质量恒星谱线的展宽，从而影响恒星自转的测量，而时变的外层大气可能导致质量损失和恒星半径的变化。
2015-09-17 astro-ph.SR
Collapse of massive magnetized dense cores using radiation-magneto-hydrodynamics: early fragmentation inhibition
我们报告的结果辐射磁流体动力学计算的背景下，高质量的恒星形成，第一次使用自洽模型的光子发射（即通过热发射和辐射冲击）和高分辨率必要的解决适当的磁制动效应和辐射冲击的尺度<100 AU。我们研究了磁场、湍流和辐射转移对大质量致密核坍缩和碎裂早期阶段的综合影响。我们确定了一个新的机制，抑制初始破碎的大规模致密的核心，磁场和辐射转移相互作用。我们表明，这种相互作用变得更强的磁场强度增加。磁力制动向外输送角动量，降低旋转支撑，从而增加下落速度。这增强了由于第一个核心上的吸积激波的辐射反馈。我们推测，高度磁化的大质量致密核心是孤立的大质量恒星形成的良好候选者，而中等磁化的大质量致密核心更适合形成OB协会或小星团。
2011-10-13 astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Protostellar Outflows: Synthetic Observations and Data Comparisons
我们目前的结果从三维，自引力，辐射流体动力学模拟低质量的原恒星外流。我们在12 CO中构建合成观测，以便与观测到的外流进行比较，并评估光束分辨率和外流方向对推断出的外流性质的影响。为了便于比较，我们开发了一个定量的公式来测量流出开口角。使用这个处方，我们证明，在模拟和合成观测，流出开口角扩大随着时间的推移，类似于观察到的流出。然而，流出气体和湍流核心包络之间的相互作用产生显着的不对称性之间的红色和蓝色的偏移流出波瓣。我们发现，应用速度截止可能会导致流出的质量被低估了一个因素5或更多，和群众来自光学厚CO排放进一步低估了高速气体的质量的一个因素5-10。导出的激发温度表明，流出气体比环境气体更热，温度随时间的推移而上升，这与模拟气体温度一致。然而，激发温度在其他方面与实际气体温度没有很好的相关性。
2011-10-25 astro-ph.SR
General Relativistic versus Newtonian: a universality in radiation hydrodynamics
我们比较牛顿和广义相对论的描述静态吸积的自引力流体到紧凑的机构。球对称和薄气体近似假设。在广义相对论（$L_{GR}$）和牛顿（$L_N$）模型中，光度取决于温度和气体对总质量的贡献。我们发现一个显着的跨音速流动的普遍行为：各自的光度比$L_{GR}/L_N$是独立的气体的分数质量，并依赖于渐近温度。它在低渐近温度下接近于1，在高温下可以增长一个数量级。这些结论适用于广泛的多方状态方程。
2010-04-23 astro-ph.SR gr-qc
Radiation hydrodynamics simulations of protoplanetary disks: Stellar mass dependence of the disk photoevaporation rate
最近的多波长观测表明，原行星盘（PPD）的内部对于较重的宿主恒星具有较短的寿命。由于高质量恒星周围的PPD受到强烈的紫外线辐射，光蒸发可能为观察到的趋势提供解释。我们进行了辐射流体动力学模拟的光蒸发的PPD的主恒星质量的$M_* =0.5$ - $7.0 M_{\odot}$的范围很广。我们导出了具有强烈恒星依赖性的盘质量损失率$\dot{M}$，它是$\dot{M} \approx 7.30\times10^{-9}(M_{*}/M_{\odot})^{2}M_{\odot}\rm{yr}^{-1}$。$\dot{M}$的绝对值与采用的远紫外和X射线光度成比例。我们推导出表面质量损失率，并提供多项式函数拟合。我们还开发了一个半解析模型，很好地再现了导出的质量损失率。估计的内盘寿命随着宿主恒星质量的增加而减少，与观测趋势一致。因此，我们认为，光蒸发是一个主要的物理机制PPD分散的恒星质量的范围很广，可以解释所观察到的恒星质量依赖的内盘寿命。
2021-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The TORUS radiation transfer code
我们提出了一个审查的TORUS辐射传输和流体动力学代码。TORUS使用1-D、2-D或3-D自适应网格细化方案来存储和操作状态变量，并使用蒙特卡罗技术求解辐射转移方程。微观物理模块的框架进行了描述，包括原子和分子线传输在移动介质中，尘埃辐射平衡，光电离平衡，和时间相关的辐射转移。这些模块提供了一个灵活的方案，用于从分析模型或作为水动力学模拟（基于网格和拉格朗日）的后处理生成合成观测。还介绍了一个流体动力学模块，它可以与辐射传输模块结合使用，以执行辐射流体动力学模拟。每个主要的操作模式的基准和验证测试进行了详细说明，以及各种并行化方案的描述和性能/扩展测试。我们给出的例子中使用的代码在文献中，包括应用程序的低质量和高质量的恒星形成，集群反馈，恒星风，以及附录列出的参考文件，使用TORUS。
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A two-moment radiation hydrodynamics scheme applicable to simulations of planet formation in circumstellar disks
我们提出了一个辐射流体动力学的数值代码设计为一个模块的免费提供PLUTO代码。我们采用灰色近似，并包括辐射转移以下的两个时刻的方法，通过施加M1封闭的辐射场。这种封闭允许在扩散和自由流动限制的辐射传输的描述，并能够描述高度各向异性的辐射传输，可以预期在附近的吸积行星在原行星盘。为了减少由于辐射场和物质场的时间尺度不一致而引起的计算量，我们采用算子分裂的方法分别对它们的演化方程进行积分，并采用分段的方法对辐射方程进行演化。我们进一步提高了代码的效率，通过采用降低光速近似（RSLA）。辐射场演化方程的积分方案依赖于隐式-显式方案，其中辐射-物质相互作用项被隐式积分，而通量通过Godunov型求解器被积分。该模块适用于在笛卡尔坐标、球坐标和柱坐标中的1维、2维和3维的一般天体物理计算，并且可以在旋转框架上实现。我们证明了算法的性能在不同的数值基准，特别注意的适用性的RSLA计算物理过程中的原行星盘。我们展示了2D模拟的垂直对流盘和3D模拟的气体吸积行星的核心，这是第一个解决了两个时刻的方法。
2021-01-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Synthesizing Spectra from 3D Radiation Hydrodynamic Models of Massive Stars Using Monte Carlo Radiation Transport
观测表明，大多数大质量恒星表面都存在湍流运动。从观测到的谱线宽度远大于热增宽的现象（如微观和宏观湍流）到凌日系外行星巡天卫星测光中的随机低频变率（SLFV）的检测，这些恒星表面明显存在大尺度湍流运动。这种动荡的原因是有争议的，近地面对流区，核心内部重力波，风变率被提出。我们的3D灰色辐射流体动力学（RHD）模型表征了由近表面对流区驱动的表面对流动力学，并与在最明亮的大质量恒星中观察到的SLFV进行了合理的匹配。我们现在探索这些三维RHD模型的复杂发射表面，这强烈违反了平面平行大气的一维假设。用蒙特卡罗辐射输运程序SEDONA对灰色RHD模型进行后处理，合成了恒星光谱，并从单个光球谱线的展宽中提取信息。使用SEDONA能够计算光谱吸收线轮廓的视角和时间依赖性。将不相关的时间快照结合在一起，我们比较了从3D RHD模型的速度场扩展到扩展发射区域的热加宽，表明我们合成的谱线非常类似于从类似发光的恒星观察到的宏观湍流加宽。更一般地说，我们已经开发的新技术将允许系统研究的起源湍流速度加宽从任何未来的三维模拟。
2022-09-29 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics Simulations of Photoevaporation of Protoplanetary Disks by Ultra Violet Radiation: Metallicity Dependence
原行星盘被认为在太阳附近有几百万年的寿命，但最近的观测表明，在低金属含量的环境中，盘的寿命更短。利用辐射流体力学方法模拟了原行星盘的光蒸发过程，研究了盘的结构及其$\sim 10000$年的长期演化，以及质量损失率与金属丰度的关系.我们的模拟遵循流体力学，极端和远紫外辐射传输，和非平衡化学在一个自洽的方式。通过求解恒星辐射和尘埃颗粒（再）发射的辐射传输，一致地计算了尘埃颗粒的温度。我们在很宽的$10^{-4}~ Z_\odot \leq Z \leq 10 ~Z_\odot$范围内改变盘气体金属丰度。在$10^{-1} \,Z_\odot \lesssim Z \lesssim 10 \,Z_\odot$范围内，金属丰度越高，光蒸发率越低，因为灰尘屏蔽有效地防止了远紫外（FUV）光子穿透并加热盘的致密区域。光蒸发率急剧下降，甚至更低的金属含量在$10^{-2} \,Z_\odot \lesssim Z \lesssim 10^{-1}\,Z_\odot$，因为FUV光电加热变得不如有效的尘埃气体碰撞冷却。中性区域的温度降低，光蒸发流仅在盘的外部区域被激发。在$10^{-4}\,Z_\odot \leq Z \lesssim 10^{-2}\,Z_\odot$，HI光电离加热作为一个主要的气体加热过程，并驱动光蒸发流大致恒定的速率。在$Z=0.3~Z_\odot$上的典型盘寿命比在$…
2018-03-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation hydrodynamic simulations of massive star formation via gravitationally trapped HII regions - Spherically symmetric ionised accretion flows
本文研究了利用辐射流体动力学模拟稳态分析预测的HII区的引力捕获。我们提出了理想化的球对称辐射流体动力学模拟的早期演变的HII地区，包括重力的中心源。与解析稳态解的球对称电离邦迪吸积流，我们发现引力被困的HII地区的吸积通过电离前到源。我们发现，对于一个恒定的电离光度，电离前沿的波动是不稳定的。这种不稳定性只发生在这种球对称的吸积几何。在大质量恒星形成的背景下，电离的光度随着源吸积质量的时间而增加。HII区域的最大半径在吸积时间尺度上增加，直到它达到音速半径，其中下落速度等于电离气体的声速，之后它进入压力驱动的膨胀阶段。这种膨胀阻止了气体通过电离前沿的吸积，恒星上的吸积率降低到零，并且它停止从吸积中生长。由于通过吸积恒星质量和光度的任何显着变化所需的时间，我们的模拟保持质量和光度不变，并遵循从捕获到膨胀的分段方式的演变。HII区域的这种演化的影响包括在恒星开始发射电离辐射后的一段时间内，物质继续吸积到正在形成的恒星上，以及超紧凑HII区域的寿命延长。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling massive-star feedback with Monte Carlo radiation hydrodynamics: photoionization and radiation pressure in a turbulent cloud
我们模拟了一个自引力，湍流云1000 Msol的光电离和辐射压力反馈从34 Msol的恒星。我们使用一个详细的蒙特卡罗辐射转移计划旁边的流体力学计算光电离和热平衡与尘埃颗粒和多个原子物种。使用这些气体温度，尘埃温度和电离分数，我们产生自洽的合成观测线和连续发射。我们发现，所有的材料是分散的（15.5 pc）$^3$网格内160万年或0.74自由落体时间。质量出口的峰值通量为$2 \times 10^{-3}$ Msol/yr，显示出有效的气体扩散。没有辐射压力的模型在电离突破方面有轻微的延迟，但总体上其影响可以忽略不计。85%的体积和40%的质量被电离-致密的细丝抵抗电离，并被扫成球形核心，其支柱径向指向电离恒星。我们使用20 cm处的自由-自由发射来估计电离光子的产生率。这几乎总是被低估了：在早期阶段被低估了几倍，然后随着质量离开体积而被低估了几个数量级。我们还测试了在450和850微米的尘埃连续表面亮度的比率，以探测尘埃温度。这低估了实际温度的一个以上的系数2在低柱密度或高视线温度分散的地区; HII区腔体特别容易出现这种差异。然而，探头在诸如灯丝的密集位置是准确的。
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer II. The formation of a 25 solar-mass star
本文采用基于蒙特卡罗的辐射流体力学（RHD）方法对大质量恒星的形成过程进行了数值模拟。恒星通过随机的盘吸积形成，并产生快速的辐射驱动的双极腔。我们发现，演化的下落率（被认为是质量通量跨越1500 AU的球形边界），吸积率到原恒星上，与观测约束大致一致。在35kyr之后，恒星的质量为25个太阳质量，被一个质量为7个太阳质量，半径为1500 au的圆盘包围，我们发现圆盘的速度场接近开普勒。这些结果再一次与最近对正在形成的大质量恒星周围的圆盘进行的高分辨率研究相一致。RHD模型的合成成像显示出与近红外和远红外观测的良好一致性，但可能与观测结果相冲突，这些观测结果表明MYSO在天空中通常是24.5微米处圆形对称的。分子线模拟的CH3CN过渡比较以及与观测的表面亮度和线宽，并表明它应该是可能的，可靠地提取原恒星质量从这样的观测。
2017-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A high-performance and portable asymptotic preserving radiation hydrodynamics code with the M1 model
目标。我们提出了一个新的辐射流体动力学程序，称为“ARK-RT”，它使用一个两个时刻的模型与M1封闭关系的辐射转移。此代码旨在为exascale架构上的高性能计算做好准备。方法.采用有限体积法求解双矩模型。该方案是渐近保持准确地捕捉光学厚和薄制度。我们还提出了一个平衡的离散化的辐射通量源项能够捕获恒定通量的不透明的不连续稳态。我们使用Trilinos库进行线性代数，而Kokkos包使我们能够在不同的架构（例如多核、众核和GP-GPU）上实现高性能计算和可移植性。结果ARK-RT能够在自由流动和扩散极限下再现标准测试，包括纯辐射测试和辐射流体力学测试。使用时间隐式求解器是有利的，只要由流体动力学给出的时间步长比辐射转移的显式时间步长大50-100倍，这取决于预处理器和架构。尽管还需要做更多的工作来确保所有情况下的稳定。利用ARK-RT研究了对流致密核中电离锋的传播。我们表明，电离前是强稳定的扰动，即使不稳定的对流运动。因此，不稳定性的存在应谨慎解释。总的来说，ARK-RT非常适合研究许多涉及对流和辐射转移的天体物理问题，例如大质量星前致密核中H ii区域的动力学，未来的应用可能包括行星大气。
2020-11-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamical Models of X-ray Photoevaporation in Carbon Depleted Circumstellar Discs
所谓的过渡盘提供了一个重要的工具，以探讨各种机制，可能会影响原行星盘的演变，从而形成行星系。其中一个机制是来自中央恒星的高能辐射导致的光蒸发，这可以在原理上解释像过渡盘一样具有内腔的盘的出现。然而，目前的模型，未能再现所观察到的过渡盘，即对象与大型测量腔和大力吸积的子集。对于这些天体，（多个）巨行星的存在经常被用来解释观测结果。在我们的工作中，我们探讨了X射线光蒸发的可能性，在光盘与不同的气相碳耗尽，并表明，光蒸发的影响可以扩展到这样的低金属盘。由于碳是X射线不透明度的主要贡献者之一，其耗尽导致X射线在盘中的更大穿透深度，并导致更高的气体温度和更强的光蒸发风。我们提出了辐射流体动力学模型的光盘照射内部X射线+EUV辐射假设碳气相消耗的因素为3，10和100，并获得现实的质量损失率和配置文件。我们的分析产生强大的温度处方以及光蒸发质量损失率和配置文件，这可能能够解释一个更大的部分所观察到的多样性的过渡盘。
2019-10-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
