Hydrodynamical Simulations of Nuclear Rings in Barred Galaxies
尘埃带、核环和核螺旋是棒星系内部区域的典型气体结构。它们的形状和性质与宿主星系的物理参数有关。我们使用高分辨率的流体动力学模拟来研究简单棒星系模型中的二维气体流动。在我们的模拟中形成的核环可以分为两组：一组是近圆形的，另一组是高度细长的。我们发现，当条纹速度太高或凸起中心密度太低时，可能不会形成圆形环。我们还研究了我们的星系模型中的周期轨道，发现内Lindblad共振（ILR）的概念可以推广到$x_2$轨道的范围。在我们的模拟中，所有的圆形核环都在$x_2$轨道（或ILR）的范围内。然而，知道共振不足以确定这些核环的确切位置。我们认为，圆形核环的骨干是$x_2$轨道家族，即圆形核环只允许在径向范围内的$x_2$轨道。在下落气体的剩余角动量与离心力相平衡的半径处，正好形成一个圆形的核环，这可以通过从旋转曲线测量的参数$f_{\rm ring}$来描述。在高模式速度模型中，气体上的重力扭矩较大，导致环尺寸比低模式速度模型中的环尺寸小。我们的结果可能对利用核环测量二维气体运动学的棒星系参数具有重要意义。
2015-04-20 astro-ph.GA
Barred galaxies in the EAGLE cosmological hydrodynamical simulation
我们研究了来自EAGLE项目的LCDM宇宙流体动力学模拟中棒盘星系的性质。我们的研究遵循了在z = 0时在恒星质量范围10.6 < log Mstr /M < 11中确定的269个盘的形成。这些光盘显示出广泛的酒吧的强度，从unbarbed光盘弱酒吧，以强烈禁止系统（= 20%）。这些系统中的条形在红移= 1.3之后发展，其时间尺度敏感地取决于图案的强度。强酒吧发展相对较快（在几个陀螺仪，= 10盘旋转周期）的系统，是磁盘为主，气体穷人，并有下降的旋转曲线。在圆盘对引力不太重要的系统中，弱棒的发展更慢，并且在z = 0时仍在增长。无棒星系是相对富含气体的圆盘，其旋转速度不超过它们所居住的晕的最大圆周速度。棒的长度与观测结果相比是有利的，范围从0.2到0.8倍的半径包含90%的恒星。当它们生长时，棒的速度会非常快地减慢，导致周围黑暗光环的内部区域扩大。在z = 0时，强棒的共旋半径约为棒长的10倍。这样的慢条与已经测量或通过观测推断出的模式速度的少数情况不一致，如果得到证实，这种差异可能会证明LCDM中圆盘星系形成的挑战。
2016-09-19 astro-ph.GA
The kinematics of σ-drop bulges from spectral synthesis modelling of a hydrodynamical simulation
在盘状星系的中心区域经常可以观察到恒星速度色散的极小值。为了研究这种被称为σ滴的特征的起源，我们分析了高分辨率N体+光滑粒子流体动力学模拟的恒星运动学，该模拟模拟了无棒盘星系的长期演化。我们比较了内在的质量加权运动恢复的光度加权的。后者是通过分析由新代码SYNTRA产生的合成光谱获得的，该代码通过根据年龄和金属丰度为每个恒星粒子分配恒星星族合成模型来生成合成光谱。运动学是从合成光谱中得到的，就像在真实光谱中一样，以模仿真实星系的运动学分析。我们发现，恢复的亮度加权运动学在模拟星系的中心偏向于更高的旋转速度和更低的速度色散，由于存在年轻的恒星在一个薄的和运动学冷盘，并最终负责σ下降。
2017-02-07 astro-ph.GA
An off-centred bulge or a satellite? Hydrodynamical $N$-body simulations of the disc galaxy NGC 5474
基于$N$ -体流体动力学数值模拟，提出了恒星形成星系NGC 5474的动力学模型。我们调查可能的起源紧凑的圆形恒星结构，一般被解释为星系的凸起，但不寻常的偏移由$\simeq1$千秒差距的投影从视觉和运动中心的恒星和气体盘。我们认为，这是非常不可能的，假定的凸起是在一个共面的轨道在盘平面，显示这样的配置将很难兼容其平滑和规则的空间分布，并在情况下，它的质量是以上的$10^8\,M_{\odot}$，也与规则的HI速度场的NGC 5474。相反，如果假定的凸起实际上是围绕NGC 5474运行的早期卫星星系，那么不仅可以通过投影效应容易地产生偏移，而且我们的模拟表明，两个系统之间的引力相互作用也可以解释NGC 5474扭曲的HI分布及其松散的螺旋臂的形成。作为模拟的一个副产品，我们发现，在NGC 5474的西南区域检测到的老恒星的特殊的过密度可以解释与NGC 5474和一个较小的恒星系统之间的相互作用，无关的推定的凸起，吸积在盘平面。
2020-11-24 astro-ph.GA
Variability in Cosmological Hydrodynamical Simulations: how Stochastic Processes, Numerical Effects, and Reproducibility Limits impact Predictability
INAF (Italian National Institute for Astrophysics) – Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所-的里雅斯特天文台）；University of Trieste（的里雅斯特大学）；Instituto Nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；Italian Research Center on High Performance Computing, Big Data and Quantum Computing（意大利高性能计算、大数据与量子计算研究中心）；Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）
通过四组相同初始条件的星系团模拟，量化了宇宙学流体动力学模拟中约10-25%的随机变异性，发现恒星形成和反馈调节是主要来源，并建立了低分辨率下的噪声主导变异性基线。
2026-06-17 astro-ph.GA
Reconciling the Fundamental Plane of Early-Type Galaxies with hydrodynamical simulations: The case of IllustrisTNG100-1
Federal University of Sergipe（塞尔希培联邦大学）；University Federico II（那不勒斯费德里科二世大学）；Scuola Superiore Meridionale（南方高等学院）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
通过采用观测驱动的测量方法和质量依赖的初始质量函数变化，本研究利用 IllustrisTNG100-1 模拟显著缩小了早型星系基本平面与观测之间的长期差异。
2026-05-29 astro-ph.GA
High-Precision Galaxy Clustering Predictions from Small-Volume Hydrodynamical Simulations via Control Variates
本文提出利用控制变量法将小体积流体动力学模拟与匹配的仅引力模拟配对，学习星系-暗晕关联并结合大体积仅引力模拟，从而将星系聚类预测的有效体积提升约100倍，为下一代巡天提供高精度预测。
2024-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Properties of barred spiral disks in hydrodynamical cosmological simulations
我们提出了一个量化的属性的酒吧在两个N体+SPH宇宙学模拟的螺旋星系，命名为GA和AqC。初始条件是使用放大技术获得的，代表$2-3\times10^{12}\ {\rm M}_\odot$的两个暗物质（DM）晕，可在两个不同的分辨率。由此产生的星系在Murante et al.（2014）的同伴论文中提出。我们发现，GA星系有一个酒吧的长度$8.8$千秒差距，目前在两个分辨率水平，即使有一个略有不同的强度。在两种分辨率下都能一致地发现经典的条形特征（例如，流动运动模式、具有大致恒定相位的高$m=2$傅立叶模式）。虽然在$z\sim0.6$（质量比$1:50$）的合并卫星的近距离接触，导致一个强大的，短暂的螺旋图案和一些加热的磁盘，我们发现，酒吧不稳定性是由于长期的过程，造成的低Toomre参数$Q\lesssim1$由于在磁盘中的质量积累。AqC星系有一个稍微不同的历史：它遭受了类似的潮汐扰动，由于合并卫星在$z\sim0.5$，但质量比为$1:32$，触发了一个酒吧在高分辨率的模拟，而在低分辨率的合并被发现发生在稍后的时间，所以长期的演变和合并都是合理的酒吧不稳定的触发器。
2014-12-09 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: comparing 3D spectroscopic observations with galaxies from cosmological hydrodynamical simulations
宇宙流体动力学模拟是理解星系中恒星质量和角动量积累的丰富工具，但需要对观测进行一定程度的校准。我们比较预测在$z\sim0$从鹰，绣球，地平线AGN和Magneticum模拟积分场光谱（IFS）数据从SAMI星系调查，ATLAS 3D，CALIFA和MASSIVE调查。这项工作的主要目标是同时比较结构，动力学和恒星星族的测量，以确定成功和紧张的关键领域。我们非常小心地确保我们的模拟测量方法尽可能与观测方法相匹配。我们发现，鹰和绣球模拟再现了许多星系的关系，但在高恒星质量的一些偏移。在$R_e$（+）、$ε$（-）、$σ_e$（-）和平均恒星年龄（+）中存在中等程度的不匹配，其中加号表示平均数量过高，减号表示平均数量过低。Horizon-AGN模拟定性地再现了几个星系的关系，但也有一些属性，我们发现一个定量的观测偏移。大质量星系比低质量和中等质量的星系更好地与观测相匹配。总的来说，我们在$R_e$（+）、$ε$（-）、$σ_e$（-）和$(V/σ)_e$（-）中发现了错配。Magneticum与观测结果吻合得很好：这是我们发现盘状星系典型椭圆率的唯一模拟，但$σ_e$（-），$(V/σ)_e$（-）和平均恒星年龄（+）有适度的差异。我们的模拟和观测数据之间的比较突出了几个需要改进的领域，例如需要改进模型，从而产生更好的垂直盘结构，但我们的结果表明近年来宇宙学模拟的巨大改进。
2019-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way and Andromeda galaxies in a constrained hydrodynamical simulation: morphological evolution
我们研究的两个主要组成星系的本地集团作为候选人的银河系（MW）和仙女座（M31）的约束模拟。我们专注于恒星盘的形成和它的关系，形成一个丰富的系统与两个大质量的星系组，并调查合并和吸积的影响作为驱动程序的形态转变。我们使用最先进的流体动力学代码，其中包括恒星形成，反馈和化学富集进行我们的研究。我们运行两个模拟，其中我们包括或忽略来自恒星的辐射压力的影响，研究这个过程对模拟星系的形态和恒星形成率的影响。我们发现，模拟M31和MW有不同的形成历史，即使都居住在，在z=0，相同的环境。这些差异直接转化为并解释了它们的恒星形成率，原位分数和最终形态的变化。M31候选者有一个活跃的合并历史，因此它的恒星盘直到现在都无法不受影响地生存下来。相比之下，MW候选者具有更平滑的历史，在后期没有重大合并，并形成稳定增长的圆盘;在z=0时，模拟MW具有扩展的旋转支撑圆盘，其在凸起上占主导地位。我们的两个反馈实现预测类似的星系和它们的盘的演化，虽然检测到一些变化，其中最重要的是盘的形成时间：在较弱/较强反馈的模型中，盘形成较早/较晚。总之，通过比较这两个星系的形成历史，我们得出结论，星系的合并/吸积历史，而不是它的环境在LG尺度的形成和随后的增长或破坏的星系盘的主要驱动力。
2015-03-02 astro-ph.GA
Comparing galactic satellite properties in hydrodynamical and Nbody simulations
在这项工作中，我们研究了不同的性质的银河系卫星在流体动力学和纯暗物质模拟。我们使用三对模拟（碰撞和无碰撞）从相同的初始条件。我们集中我们的分析对卫星的水电和Nbody运行，形成从同一拉格朗日区域。我们看看径向位置，质量损失作为一个功能的时间和轨道参数的这些“双”卫星。我们确认了一个整体较高的径向密度的卫星在流体动力学运行，但发现这些卫星的质量损失和径向位置在内部和外部区域的母晕的趋势不同于纯暗物质的情况下。在晕的外围（维里半径的70%），卫星在纯暗物质运行中经历更强的质量损失和更高的动力学摩擦。在晕的中心区域，情况正好相反，在那里，流体动力卫星的远心距离较小，质量剥离也较大。我们将这种双峰行为部分归因于水文卫星的延迟降落时间，其平均跨越母晕的维里半径0.7 Gyrs后，他们的暗物质双胞胎。最后，我们简要地讨论了不同的卫星轨道参数和质量损失率在流体动力学模拟薄盘加热和破坏的背景下的影响。
2010-12-01 astro-ph.CO 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
Towards robust determination of non-parametric morphologies in marginal astronomical data: resolving uncertainties with cosmological hydrodynamical simulations
定量形态学，如不对称性和浓度，长期以来一直被用作评估大样本中星系星光分布的有效方法。将这种定量指标应用于其他数据产品，可以提供一种能够捕捉一系列银河系特性的二维分布的工具，如恒星质量或恒星形成率图。在这项工作中，我们利用星系的Illustris和IllustrisTNG模拟评估适用性的浓度和不对称指标的恒星质量分布在星系。具体来说，我们测试的浓度和不对称性（直接从模拟恒星质量粒子图测量）的固有值是否恢复后的测量不确定性和点扩散函数（PSF）的应用程序。我们发现，随机噪声有一个不可忽视的系统的影响，不对称性，比例与信号噪声，特别是在信号噪声小于100。我们评估了不同的方法来纠正噪声贡献的不对称性在非常低的信噪比，以前的研究一直无法探索由于系统。我们提出了代数校正噪声和分辨率恢复的内在形态参数。使用Illustris作为比较数据集，我们评估了这些拟合在不同物理模型存在下的鲁棒性，并确认这些校正方法可以应用于其他数据集。最后，我们提供了不同的校正方法在不同的信噪比和分辨率制度的不确定性的估计。
2021-07-28 astro-ph.GA
Comparing galaxy formation in semi-analytic models and hydrodynamical simulations
现在，流体动力学模拟可以再现具有代表性的星系群。因此，现在是时候批判性地评估传统的半解析星系形成模型的一些假设。我们使用鹰模拟评估的Galform半解析模型的假设，专注于那些有关重子循环，角动量和反馈。我们表明，Galform的假设，新形成的恒星具有相同的比角动量的总盘导致一个显着高估的总恒星比角动量盘星系。在鹰，恒星形成优先的低比角动量气体在星际介质（ISM）由于假设的气体密度阈值恒星形成，导致更现实的星系大小。我们发现，恒星质量组装是类似的Galform和鹰之间，但气体性质的演变是不同的，与各种迹象表明，重子循环的速度在鹰是慢于Galform假设。最后，通过匹配个别星系之间的鹰和Galform，我们发现，人工依赖的活动星系核的反馈和气体下沉率晕质量倍增事件Galform驱动器的大部分分散在单个物体之间的恒星质量。把我们的研究结果放在一起表明，Galform半解析模型可以显着改进，根据最近的进展。
2017-09-27 astro-ph.GA
Large-scale dual AGN in large-scale cosmological hydrodynamical simulations
本文基于九个大规模宇宙学流体动力学模拟，系统研究双活动星系核的丰度、红移演化及环境性质，并预测其未来X射线与引力波可探测性。
2024-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical Evolution of Black-Hole Binaries Embedded in AGN Discs
LIGO/VIRGO在引力波中探测到的活动星系核盘中的恒星质量双黑洞可能是黑洞合并的前身。为了更好地了解BBH与盘气体相互作用的流体动力学演化，我们进行了一套高分辨率的2D模拟的二进制本地盘（剪切盒）模型，考虑各种二进制质量比，偏心率和背景盘属性。我们使用$γ$定律状态方程，并采用一个强大的后处理处理，以评估质量吸积率，扭矩和能量转移率的二进制，以确定其长期的轨道演化。我们发现，圆形可比质量双星合同，轨道衰变率的几倍的质量倍增率。偏心双星总是经历偏心阻尼。具有较高偏心率或较小质量比的顺行双星通常有较慢的轨道衰变率，在某些极端情况下会出现轨道膨胀。平均的双星质量吸积率取决于吸积体的物理尺寸。的吸积流是高度可变的，占主导地位的变异频率是明显的二进制轨道频率（在旋转框架围绕中央大规模BH）的圆形双星，但逐渐转移到径向周转频率作为二进制偏心率的增加。我们的研究结果表明，嵌入活动星系核盘的BBH的动力学是完全不同的孤立的双星在自己的环双星盘。此外，我们的研究结果表明，硬化的时间尺度的二进制文件是远远短于他们的迁移时间尺度的光盘，所有合理的二进制和光盘参数。
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas and dust hydrodynamical simulations of massive lopsided transition discs - II. Dust concentration
我们通过二维流体动力学模拟，包括气体和尘埃，研究了大规模不平衡过渡盘中大尘埃颗粒的动力学。我们的模拟采用了环状的气体密度分布，对Rossby波不稳定性变得不稳定，并形成一个大的新月形涡。当气体的自引力被丢弃，但从位移的恒星的旋涡的间接力包括在内，我们确认，尘埃颗粒停止时间的顺序的轨道时间，这应该是典型的几厘米的大小，被困在前方的旋涡在方位角方向，而最小和最大的颗粒集中在旋涡中心。我们获得约25度的最大偏移角。气体的自重作用使大小颗粒之间的浓度差异更加明显。在低到中等的圆盘质量下，颗粒越大，它们被困在旋涡前面的距离就越远。位移角高达90度，达到10厘米大小的颗粒，我们表明，这样大的偏移可以产生一个双峰连续发射在毫米/厘米波长观察。这种现象的发生是因为大颗粒在涡旋重力的作用下相对于涡旋发生马蹄形U形转弯。在大圆盘质量下，由于涡流的图案频率变得越来越慢于开普勒，小颗粒稍微集中在涡流之外，大颗粒在涡流的径向位置周围形成通常非轴对称的环状结构。因此，气体自引力赋予了大小尘埃颗粒不同的捕获位置，这可能会被当前和未来的观测所探测，这表明在旋涡中形成星子可能比以前想象的更困难。
2015-11-11 astro-ph.EP astro-ph.GA
The FluxCompensator: Making Radiative Transfer Models of hydrodynamical Simulations Directly Comparable to Real Observations
在对整个宇宙中的天体进行建模时，正确处理数据的局限性非常重要，例如有限的分辨率和灵敏度。为了模拟这些效应，并使辐射转移模型直接与实际观测结果相比较，我们开发了一个开源Python包，称为FluxCompensator，可以对3-d Monte-Carlo辐射转移代码（如HYPERION）的输出进行后处理。使用FluxCompensator，可以通过对任意点扩散函数（PSF）、透射曲线、有限像元分辨率、噪声和红化的卷积效果进行建模，生成逼真的合成观测。流水线可以用来计算模拟天文台的合成观测，例如斯皮策太空望远镜或赫歇尔太空天文台。此外，此工具可以读入现有观测（例如FITS格式），并对合成观测使用相同的设置。在本文中，我们描述的包，以及目前的例子，这样的综合意见。
2017-10-11 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Self-Consistent Modeling of Reionization in Cosmological Hydrodynamical Simulations
类星体和星系发出的紫外背景辐射（UVB）控制着星系际介质（IGM）的电离和热状态，调节着高红移星系的形成，因此是模拟宇宙再电离的关键量。绝大多数的宇宙学流体动力学模拟实现UVB通过一组空间均匀的光致电离和光热速率来自UVB合成模型。我们表明，模拟使用规范的UVB率reflection，也许更重要的是，虚假加热IGM，早得多的z ~ 15比他们应该。这个问题的出现是因为在z > 6时，不存在观测约束，UVB振幅太高。我们引入了一种新的方法来解决这个问题，我们产生自洽的光电离和光加热率模型任何选择的再电离的历史。按照这种方法，我们运行一套不同的再电离方案的流体动力学模拟，并探讨再电离的时间和随之而来的热注入对IGM的热状态的影响。我们提出了一个全面的研究IGM气体的压力平滑尺度，说明其依赖于氢和氦的再电离的细节，并认为它在解释莱曼α森林统计和热演化的IGM中起着基础性的作用。我们发现的过早的IGM加热意味着以前的工作可能大大高估了光电离反馈对星系形成的影响，这设置了能够形成高红移恒星的最小晕质量。我们公开了新的UVB光电离和光加热速率，以供未来的模拟使用。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Improving Black Hole Accretion Treatment in Hydrodynamical Simulations
大的星系尺度与许多数量级较小的超大质量黑洞（SMBH）尺度通过一个间歇性的馈送和反馈循环联系在一起。活动星系核（AGN）的能量来源于SMBH上的吸积，而在近爱丁顿区，活动星系核的大部分能量产生于薄的亚pc吸积盘中。目前，很难对发生在不同尺度上的过程进行建模，从几十到几百秒差距的环核气藏，到小于0.01秒差距的吸积盘尺度。虽然在大规模或宇宙学模拟中使用的子网格处方能够再现大规模的反馈，我们建议在秒差距尺度模拟中使用更现实的模型，重要的是要获得准确的时间尺度，以了解反馈如何影响AGN附近的气体动力学和恒星形成。为了测试我们的方法，我们使用一个亚分辨率薄吸积盘模型，耦合到SMBH，在一组流体动力学模拟的气体环和分子云之间的逆行碰撞在一个类似的环境中使用的SPH代码Gadget-3的银河系中心。与瞬时喂养处方相比，SMBH的盘介导喂养相对平稳且延迟。虽然在吸积盘和瞬时馈送模拟中都存在由于反馈而导致的吸积减少，但仅在吸积盘运行中出现清晰的中心空腔-暗示不太挥发的吸积相可能对周围气体产生更大的影响。
2022-08-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Three Hundred Project: Substructure in hydrodynamical and dark matter simulations of galaxy groups around clusters
只有暗物质的模拟能够产生一个$Λ$ CDM宇宙的宇宙结构，在一个更低的计算成本比更多的物理动机流体动力学模拟。然而，目前还不清楚仅用暗物质模拟来再现较小的子结构有多好。为了研究这一点，我们直接比较了流体力学和暗物质模拟中星系团和周围星系群的子结构。我们利用ThreeHundred项目，一套324个星系团的模拟，这些星系团是用流体力学模拟的，并且只在暗物质中模拟。我们发现，暗物质的模拟低估了星系群和星系团的中心相对于流体动力学模拟的数量密度，这种影响是在更密集的地区更强。我们还研究了下落星系群的相空间，以表明仅使用暗物质的模拟将这些星系群中心星系的数量密度低估了约四倍。这意味着坠落群的结构和演化可能与仅用暗物质模拟预测的不同。最后，我们讨论了这种低估的潜在原因，同时考虑到物理效应和分析中的数值差异。
2021-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas and dust hydrodynamical simulations of massive lopsided transition discs - I. Gas distribution
基于在一些大质量过渡盘中观测到的不平衡结构，我们对大质量盘中的涡旋结构进行了二维数值模拟，包括盘的自引力效应和不平衡结构引起的中心恒星偏离系统重心的间接力.当只包括间接力时，我们证实了Mittal & Chiang（2015）的发现，即只要盘星质量比> 1%，涡旋就会变得更强，并且可以超过两个压力标度高度。这样宽的涡旋可以在圆盘中激发出强烈的密度波，从而迅速向内迁移。然而，当在模拟中也考虑圆盘自重力时，自重力对涡结构起着更突出的作用。我们证实，当盘Toomre Q参数小于pi/（2h），其中h是盘的纵横比，涡显着减弱，其向内迁移显着减慢。最重要的是，当盘的质量足够大（例如Q~3）时，我们发现不平衡气体结构以明显低于局部开普勒速度的速度绕恒星运行。这种次开普勒模式的速度可以导致尘埃粒子的浓度在半径超过不平衡的气体结构（如论文II所示）。总的来说，光盘自重调节大规模光盘和大规模光盘内的气体和尘埃分布的旋涡之间的径向位移的旋涡结构可能会被探测到未来的观测。
2016-01-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
Hydrodynamical Evolution of Black-Hole Binaries Embedded in AGN Discs: III. The Effects of Viscosity
本文通过二维粘性流体模拟研究AGN盘中双黑洞轨道演化，发现粘性提高吸积率并改变力矩与角动量传递，影响顺行与逆行双星的硬化、衰减和偏心率阻尼，揭示该过程的多因素复杂性。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Hydrodynamical Subgrid Models from Quasar Absorption Line Studies of the Simulated Circumgalactic Medium
星系演化的宇宙流体动力学模拟越来越能够产生真实的星系，但最大的障碍仍然是在构建亚网格模型，准确地描述恒星反馈的行为。作为一种替代方法来测试和校准这样的模型，我们建议把重点放在环星系介质。要做到这一点，我们生成一套自适应网格细化（AMR）模拟银河系运行到z=0，系统地改变反馈实现。然后，我们对模拟数据进行后处理，以计算整个星系晕中各种常见原子吸收剂的吸收柱密度，包括H I，Mg II，Si II，Si III，Si IV，C IV，NV，O VI和O VII。这些原子柱密度的径向分布与几个类星体吸收线的研究进行比较，以确定是否有一个反馈处方是有利的。我们发现，虽然我们的模型匹配的一些意见（特别是那些离子与较低的电离强度），它是特别难以匹配的O VI观测。有一些迹象表明，具有增加的反馈强度的模型是更好的匹配。我们表明，足够的金属存在于这些晕再现观察到的柱密度分布的原则，但模拟环星系介质缺乏显着的多相子结构，一般太热。此外，我们证明了失败的流入只有模型（没有精力充沛的反馈）在填充CGM与足够的金属，以匹配观测，即使在多相结构的存在下。此外，我们简要地调查的CGM从z=3到现在的演变。总的来说，我们发现类星体吸收线观测星系周围的气体提供了一个新的和重要的约束反馈模型。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical Evolution of Black-Hole Binaries Embedded in AGN Discs: II. Dependence on Equation of State, Binary Mass, and Separation Scales
本文通过二维高分辨率流体模拟，系统考察AGN盘中恒星级双黑洞的轨道演化对EOS、质量和间距的依赖，发现非等温盘中较小质量、较宽双星可被高效硬化。
2022-07-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The probability of galaxy-galaxy strong lensing events in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
Meneghetti等人（2020）最近报道，与LCDM宇宙学模型的预期相比，星系团中的星系-星系强透镜（GGSL）过多。GGSL概率的理论估计是基于LCDM宇宙学中的数值流体动力学模拟分析。我们量化的数值分辨率和AGN的反馈方案在宇宙学模拟的预测GGSL概率的影响，并确定如果改变这些模拟性能可以减轻观测的差距。我们重复Meneghetti等人的分析。（2020）在不同质量和力分辨率下模拟的星团大小晕，并实施了几个独立的活动星系核反馈方案。我们发现，提高质量分辨率的10倍和25倍，而使用相同的星系形成模型，包括AGN反馈，不影响GGSL的概率。我们发现类似的结果关于引力软化的选择。相反，采用AGN的反馈机制，在抑制气体冷却和恒星形成方面效率较低，导致GGSL概率增加三到六倍。然而，我们注意到，这样的模拟形成过大的subhalos的透镜截面的贡献将是显着的，而他们的爱因斯坦半径太大，与观测结果不一致。观测到的GGSL横截面的主要贡献者是具有较小质量的subhalos，它们足够紧凑，成为透镜的关键。具有这些必要特征的人口在模拟中似乎不存在。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Metals in Cosmological Hydrodynamical Simulations of Dwarf Disk Galaxies
我们研究的化学性质的5个宇宙学流体动力学模拟的M33类盘星系已被证明是一致的形态特征和批量标度关系预期的晚型螺旋。这些模拟是在宇宙学背景下制作星系（MaGICC）项目的一部分，在该项目中，恒星反馈被调整为与恒星质量-晕质量关系相匹配。每种实现都采用了相同的初始条件和组装历史，但在其基础重子物理学规定方面彼此不同，包括（a）每个超新星能量耦合到ISM的效率，（b）与大质量恒星辐射压力相关的反馈的影响，（c）II型SNe残留物辐射冷却的最小关闭时间的作用，（d）金属扩散的处理，以及（e）改变IMF。我们的分析集中在由此产生的恒星金属丰度分布函数（MDF）在每个模拟（类似）的“太阳邻域”和中央“凸起”区域。我们比较了模拟的MDF的偏度，峰度和分散（四分位数间，十分位数间，百分位数间和十分之一百分位数间区域）与经验太阳邻域和本地群矮星。我们发现，模拟光盘的MDFs更负偏态，具有较高的峰度，比当地观察到的。我们可以追踪这种差异的模拟的紧密和相关的年龄-金属丰度关系（与银河系相比），这表明这些关系内的“矮”盘可能比L* 盘和/或恒星轨道重新分布的程度更陡峭和迁移推断本地还没有被捕获在他们的整体，在我们的模拟的分辨率。强调了金属扩散在改善极贫金属恒星过度生产方面的重要作用。
2012-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Efficient adiabatic hydrodynamical simulations of the high-redshift intergalactic medium
我们提出了一个后处理工具GADGET-2绝热模拟各种观察到的属性的Ly $α$森林在$2.5 \leq z \leq 4$，使一个有效的参数估计。特别是，我们的热和电离的历史，不计算自洽默认GADGET-2模型。我们捕获的压力平滑的效果，通过运行GADGET-2在升高的温度地板，并使用适当的平滑内核。我们验证我们的程序，通过比较不同的统计数据来自我们的方法与那些来自使用自洽模拟GADGET-3。这些统计数字是：视线密度场功率谱、通量概率分布函数、通量功率谱、小波统计、曲率统计、HI柱密度（${\rm N_{HI}}$）分布函数、线宽（$b$）分布和$b$与$\log {\rm N_{HI}}$散射。对于$10^4$ K的温度下限和25的典型信噪比，结果在自洽GADGET-3模拟的20%内吻合良好。然而，对于$z=3$处的吸收路径长度为$\sim 5.35$，该差异小于预期的$1σ$样本方差。此外，对于给定的宇宙学，我们得到了一个计算时间因子$\sim N$，用于模拟$N \gg 1$不同热历史下的星系际介质。此外，我们的方法允许我们模拟气体的热和电离状态的非平衡演化，包括由于非标准源如宇宙射线和来自Blazars的高能$γ$射线引起的加热。
2017-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global mass segregation in hydrodynamical simulations of star formation
最近的分析质量分离诊断在恒星形成区域邀请比较与恒星形成的流体动力学模拟的输出。在这项工作中，我们研究了在省略反馈的流体动力学模拟的情况下“恒星”（即模拟中的下沉粒子）的质量分离状态。我们首先讨论的方法来量化质量分离的子结构区域，无论是基于最小生成树（艾利森的λ），或通过分析恒星质量和本地恒星表面数密度之间的相关性。我们发现，即使是一个单一的“离群值”（即一个大质量的对象远离其他恒星）的存在下，可以导致阿利森λ方法来描述系统的反向质量分离，即使在现实中最大的下沉粒子是压倒性的中心的子集群。我们表明，一个变种的Lambda方法是不太容易受到这种趋势，但也主张在恒星质量与当地表面数密度的平面上的数据的另一种表示。流体动力学模拟表明，全球质量隔离从很早的时候，继续在整个模拟，只有轻微的影响，在子集群合并。我们发现，这是大约。2-3%的“大质量”下沉粒子（m > 2.5 Msun）相对孤立，因为它们已经在那里形成，尽管其他下沉粒子可以在它们附近形成。从子星系团中喷射出的大质量下沉粒子对孤立的大质量下沉粒子的数量没有贡献，因为计算中的引力软化抑制了这一过程。
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chandra Survey of Nearby Highly Inclined Disc Galaxies - III: Comparison with Hydrodynamical Simulations of Circumgalactic Coronae
环星系冕的X射线观测为检验星系形成理论提供了一种有价值的手段。两个主要的机制被认为是负责建立这样的日冕：星系际气体（IGM）和/或星系反馈的吸积。在本文中，我们首先比较我们的钱德拉样本的星系冕附近的53个高倾斜盘星系的分析模型，只考虑吸积的IGM。我们证实了现有的结论，这种纯吸积模型大大高估了日冕发射。然后，我们选择30个场星系从我们的原始样本，并纠正他们的日冕光度均匀地比较深的X射线测量的几个大规模的盘星系从文献中，以及从银河系星系际介质相互作用计算（GIMIC）的模拟星系的可比样本。这些模拟明确模型吸积和SNe反馈和产量星系表现出广泛的协议与我们的观测样本的X射线特性。然而，在Lx-M200和Lx-SFR关系的斜率和分散度之间存在显著的和潜在的指导性差异，突出了GIMIC的一些已知缺点，例如，AGN反馈的缺乏，并可能采用恒定的恒星反馈参数。模拟的星系表现出紧密的Lx-M200相关性，几乎没有散射。通过Tully-Fisher关系为我们的观测样本推断出M200后，我们发现了更弱和更分散的相关性。在模拟和观测的样本中，典型过渡质量M ~*~ 2 e11 Msun或M200~ 1 e13 Msun以上的大质量非星暴星系比低质量星系具有更高的Lx/M ~* 和Lx/M200，表明随着星系质量的增加，IGM的吸积在建立可观测的热环星系介质中起着越来越重要的作用。
2014-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
