Dark matter merging induced turbulence as an efficient engine for gas cooling
对原始重子气体坍缩到$3\times10^7$ M $_{\odot}$暗物质（DM）晕上的过程进行了宇宙学数值模拟。结果表明，大尺度重子吸积过程和少数$\sim10^6$ M $_{\odot}$ DM晕的合并，由最大晕的引力势触发，足以产生超声波（$\mathcal{M}>10$）激波，形成湍流环境.在这种情况下，后冲击区域能够非常有效地产生H $_2$和HD分子，达到$n_\mathrm{H_2}\sim10^{-2}n_\mathrm{H}$和$n_\mathrm{HD}\sim \mathrm{few}\times10^{-6}n_\mathrm{H}$的最大丰度，足以在某些区域将气体冷却到100 K以下。湍流原始气体的动能谱接近Burgers谱，$\hat{E}_k\propto k^{-2}$，这可能有利于低质量原始恒星的形成。在宽波数范围内，螺线管与总动能之比为$0.65\la R_k\la0.7$;该值接近随机湍流的自然均分能值$R_k\approx 2/3$。这样，湍流和分子冷却似乎共同作用，以在原始环境中产生潜在的恒星形成区域，这些区域是寒冷而致密的气体。我们的结论是，合并和崩溃的过程中的主DM晕提供足够的能量来发展超音速湍流有利于分子冷却剂的形成：这种机制，这可能是普遍的，形成的第一个星系的主要途径，是能够创造潜在的恒星形成区域在高红移。
2011-09-30 astro-ph.CO
Dynamical Effect of the Turbulence of IGM on the Baryon Fraction Distribution
研究了星系际重子介质中湍流对重子分数分布的动力学影响。在充分发展的非线性区域，IGM将演变成湍流状态，包含强烈的和弯曲的激波，涡量和复杂的结构。湍流会导致IGM的密度和速度场与下面的无碰撞暗物质的密度和速度场不同。因此，重子分数f_b将偏离它的宇宙平均值。我们研究了这些现象与加权基本无振荡（WENO）的混合宇宙流体动力学/N体代码，这是有效的捕捉冲击和复杂的结构产生的模拟样本。我们发现，在几百kpc到几个Mpc的尺度上，重子分数的分布是高度不均匀的，f_b的变化范围从低到宇宙平均值的1%到几倍。我们进一步表明，IGM中的湍流压力是弱的尺度依赖性，并与质量约为10 ^11 h-1 M \odot的晕的引力能量密度相当。在质量等于或小于10 ^11 h^-1 M \odot的晕中，重子分数应该大大低于f_b^cosmic。数值计算结果表明，f_b从10^12 h^-1 M \odot附近晕质量尺度下的0.8 f_b^cosmic减小到10^11 h^-1 M \odot时的0.3 f_b ^cosmic，当晕质量小于10^11 h^-1 M \odot时，f_b进一步减小。f_b的强质量依赖性与观测结果相似。虽然模拟的f_b值比观测值高2倍，但IGM的湍流是导致质量为10 ^12 h^-1 M \leq的晕中重子物质明显缺失的重要动力学原因。
2011-03-05 astro-ph.CO
The spatial distribution deviation and the power suppression of baryons from dark matter
宇宙中的暗物质和重子物质的空间分布是有偏差的。在这项工作中，通过比较来自IllustrisTNG和WIGEON模拟的结果，我们发现，从TNG得到的许多结果是类似的WIGEON数据，但两个模拟之间的差异确实存在。对于暗物质与重子物质的密度功率谱比，随着尺度的减小，WIGEON模拟中重子的密度功率谱受到越来越大的抑制;而TNG模拟中，在$k=15-20h{\rm Mpc}^{-1}$处抑制停止，在$k>20h{\rm Mpc}^{-1}$处密度功率谱比增大. WIGEON的功率比抑制也依赖于红移。从$z=1$到$z=0$，功率比从约70%降低到$k=8h{\rm Mpc}^{-1}$时的小于50%。对于TNG模拟，在$k>4h{\rm Mpc}^{-1}$尺度范围内，随着红移的减小，功率比的抑制增强，而在$k<4h{\rm Mpc}^{-1}$尺度范围内，功率比的抑制几乎不变。这些结果表明，湍流加热也可以抑制重子与暗物质之间的功率比。以TNG模拟的功率抑制为标准，在$k=2h{\rm Mpc}^{-1}$上，湍流对WIGEON模拟的功率抑制约为45%，在$k=8h{\rm Mpc}^{-1}$上逐渐增加到69%，表明湍流对宇宙重子的影响在小尺度上更为显著。
2021-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Emulation of baryonic effects on the matter power spectrum and constraints from galaxy cluster data
重子反馈效应是即将到来的弱透镜和星系团巡天的一个主要系统。本文提出了一个重子抑制物质功率谱的模拟器。该模拟器是基于重子化模型，包含七个自由参数，连接到气体配置文件和恒星丰度晕。我们表明，重子仿真器，我们不仅可以恢复的功率谱的流体动力学模拟在次百分比精度，但也建立了重子抑制的功率谱和气体和恒星分数晕之间的连接。这种联系使我们能够使用测量的星系群和星系团的X射线气体分数来预测仅暗物质功率谱的预期偏差。通过这些测量，我们将抑制限制为在k = 0.1-0.4 h/Mpc时超过λ水平，并在约k = 7 h/Mpc时达到最大值20- 28%（68%置信水平）。作为进一步的步骤，我们还进行了详细的参数研究，我们提出了一个最小的一组四重子参数，需要恢复的尺度和红移依赖流体动力学模拟中观察到的。重子模拟器可以在https://github.com/sambit-giri/BCemu上找到。
2021-12-13 astro-ph.CO
MHD Turbulence Simulation in a Cosmic Structure Context
构成宇宙中大部分重子物质的星系团和宇宙细丝的气体介质是高度动态的。它也可能是湍流，尽管湍流的性质知之甚少。气体是高度稀薄的，基本上完全电离的等离子体。观测证据表明，星团内介质（ICM）在一定程度上被磁化。ICM种子场有几种可能的起源;观测到的场可能是ICM中湍流的结果。我们正在进行一项模拟研究，旨在了解在这种情况下，如何非常弱的初始磁场在驱动湍流演变。我们发现，磁场最终演变到均分水平的旋涡，螺线管动能的湍流。当它们这样做时，场结构的拓扑结构从连续形式过渡到带状结构，其中场取向与涡度结构层压在一起。
2011-08-05 astro-ph.CO physics.flu-dyn
Vorticity of IGM Velocity Field on Large Scales
利用LCDM协调模型的宇宙流体动力学模拟，研究了大尺度IGM速度场的涡度。我们表明，涡度场是显着增加，随着时间的推移，因为它可以有效地产生的冲击和复杂的结构在IGM。因此，涡量场是揭示IGM非线性行为，特别是IGM湍流形成和演化的有效工具。我们发现，涡度场并不遵循底层暗物质密度场的丝片结构，而是呈现出高度非高斯和间歇性的特征。涡量场的功率谱用于测量傅立叶空间中湍流的发展。我们发现，涡度和速度场的功率谱之间的关系是完全符合预测的充分发展的均匀和各向同性的湍流从0.2到3 h^{-1} Mpc在z~0。这表明宇宙重子场在小于约3 h^{-1} Mpc的尺度上处于充分发展的湍流状态。湍流流体的随机场产生湍流压力以防止IGM的重力塌陷。高密度区内外涡度和紊动压力都很强。在平均密度为10倍的IGM区域，湍流压力平均可以等于温度为10^5 K的重子气体的热压力。充分发展的湍流将阻止IGM中的重子落入暗物质晕的引力阱中。此外，湍流压力是动态的和非热的，这使得它不同于预热机制，因为它不影响IGM中氢的热状态和电离过程。
2010-01-23 astro-ph.CO
Evolution of mass and velocity filed in comic web: comparison between baryonic and dark matter
我们在基于网格的宇宙流体动力学模拟中研究了自$z=5$以来宇宙网的演化，重点研究了重子和冷暗物质的质量和速度场。以密度潮汐张量作为网识别的主要方法，并采用$λ_{th}=0.2-1.2$。重子物质和暗物质的演化趋势相似，但也存在一定的差异。岩席出现较早，其大规模的格局可能是由$z=3$建立的。就质量而言，细丝取代了薄片，成为$z\sim2-3$的主要塌缩结构。在$z<~2$中，纤细的细丝彼此组装形成突出的细丝。根据片框架的结构，宇宙发散速度$v_{div}$在z=3时已经发展到2-3 Mpc以上。之后，卷曲速度$v_{curl}$随着长丝的上升而急剧增长，变得与$v_{div}$相当，对于$z=0$的$<2-3 Mpc$。$v_{curl}$的尺度特性可用分层湍流模型描述。重子物质场中的涡度与剪切张量本征矢的排列类似于暗物质，并且在$\vecω$与$\vec{e}_1$，以及$\vec{e}_3$之间的排列更强。与暗物质相比，在暗丝和团簇中发现的重子物质要少一些，并且在$2-3 Mpc$以下，它的涡度发展得更明显。这些差异可能被低估，由于有限的分辨率和缺乏恒星形成在我们的模拟。简要讨论了$z\sim2-3$过密区优势结构的变化对星系形成和演化的影响。
2017-02-22 astro-ph.CO
Why Cosmic Voids Matter: Mitigation of Baryonic Physics
本文借助 Magneticum 高分辨率流体动力学与仅暗物质模拟，量化重子物理对宇宙空洞统计和剖面的微弱影响，证明暗物质空洞结果稳健并适用于未来观测。
2023-12-18 astro-ph.CO
Vortical Motions of Baryonic Gas in the Cosmic Web: Growth History and Scaling Relation
利用宇宙学流体动力学模拟研究了大尺度结构中重子气体的涡旋运动。在宇宙网的形成过程中，重子物质的涡旋运动被斜压性分两个阶段抽升，形成薄片和细丝。在$z=0$处，空洞、片层、细丝和结的平均旋度速度分别约为$< 1$、1-10、10-150和5-50 km/s。采用She-Leveque分级湍流模型对25（100）$h^{-1}$ Mpc的箱形流场进行数值模拟，在$l<0.65(1.50) h^{-1}$ Mpc范围内，可以很好地描述气体旋涡速度的标度性。由速度结构函数揭示的涡旋运动的分形Hausdorff维数$d$为$\sim 2.1-2.3$（$\sim 1.8-2.1$）。它略大于细丝中质量分布的分形维数$\textit{D}^f \sim 1.9-2.2$，小于薄片的分形维数$\textit{D}^s \sim 2.4-2.7$。重子气体的涡旋动能主要由暗条输运。在$\sim 0.65(1.50) h^{-1}$ Mpc的转折尺度下，质量分布和涡度速度增量的标度都表现出明显的转变，这可能与密度丝的特征半径密切相关。
2015-08-27 astro-ph.CO physics.flu-dyn
An approach to cold dark matter deviation and the $H_{0}$ tension problem by using machine learning
在这项工作中，两个不同的模型，一个与宇宙学常数$Λ$，重子和暗物质（与$ω_{dm} \neq 0$），和另一个与$X$暗能量（与$ω_{de} \neq -1$），重子和暗物质（与$ω_{dm} \neq 0$），进行了研究和比较。使用贝叶斯机器学习分析，两个模型的自由参数的约束条件，获得三个红移范围：$z\in [0,2]$，$z\in [0,2.5]$，和$z\in [0,5]$，分别。对于前两个红移范围，已经存在膨胀率$H(z)$的高质量观测，它们被用于验证拟合结果。此外，扩展范围的$z\in [0,5]$提供了模型参数的预测，验证时，可靠的更高的红移$H(z)$数据。这个学习过程，基于从每个模型的背景动力学产生的膨胀率数据，表明，在宇宙学尺度上，有一个偏离冷暗物质范式，$ω_{dm} \neq 0$，所有三个红移范围。结果表明，这种方法可能有资格作为解决$H_{0}$张力问题。事实上，它暗示了如何在具有相互作用暗能量的宇宙学模型中有效地解决（或至少缓解）这个问题。
2021-04-02 astro-ph.CO gr-qc
Reconciling stellar dynamical and hydrostatic X-ray mass measurements of an elliptical galaxy with gas rotation, turbulence and magnetic fields
最近流体静力学X射线研究的热星际介质（ISM）在早期类型的星系低估了引力质量相比，恒星动力学，这意味着适度的，但显着偏离精确的流体静力学平衡。我们提出了一种方法，结合X射线测量和恒星动力学约束的贝叶斯统计的背景下，允许的径向分布的隐含的非热压力或散装运动在热ISM的约束。我们证明了该方法的准确性与流体动力学模拟量身定制，以产生一个现实的星系模型。将该方法应用于附近的椭圆星系NGC 4649，我们发现在星系的中心（<5 kpc）部分有一个显着但次主导的非热压力分数（0.27+/-0.06），类似于星系团中预期的流体静力平衡偏离水平。系统误差的合理来源（如果重要）可能会降低该比例。这意味着大于360 km/s的随机湍流或磁场B=（39+/-6）（n_e/0.1 cm^{-3}）^{0.59+/-0.09} muG，而单独的气体旋转不太可能解释详细的非热剖面。Astro-H的未来观测将允许在这个水平上检测湍流或气体旋转。
2012-12-20 astro-ph.CO
Statistical and dynamical decoupling of the IGM from Dark Matter
在$Λ$ CDM宇宙中，宇宙暗物质的平均质量密度是重子物质的5倍左右。因此，宇宙中大尺度上的引力应该是由暗物质的分布决定的。然而，一系列观测无可争议地表明，重子物质的速度场和密度场正在与底层的暗物质场脱钩。这篇论文展示了我们揭开这个谜团背后的物理学原理的方法。在线性近似下，重子流体的动力学完全由暗物质的引力决定。因此，重子物质$ρ_b({\bf r},t)$的质量密度场将与暗物质$ρ_{\rm dm}({\bf r},t)$的质量密度场成比例，即使它们在初始时彼此不同。在弱和中等非线性区，重子流体的动力学可以用Burgers方程来描述。Burgers动力学的一个基本特征是产生冲击。当雷诺数较大时，流体处于Burgers湍流状态，湍流中存在激波和复杂结构。另一方面，无碰撞的暗物质可能没有这种激波，而是一个多值速度场。因此，弱和中等的非线性演化导致IGM-暗物质偏离。然而，Burgers流体的速度场仍然是无旋的，因为重力是无旋的。在完全非线性区，速度场的涡度发展，宇宙重子流体不再是势场，因为涡度动力学与引力无关，可以通过流体动力学的非线性自维持。在这种情况下，宇宙重子流体处于充分发展的湍流状态，它在统计和动力学上与暗物质解耦。这种情况提供了一种对观测结果进行连贯解释的机制。
2010-08-09 astro-ph.CO
Baryonic Feedback across Halo Mass: Impact on the Matter Power Spectrum
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（星际天文学与天体物理学中心）
利用IllustrisTNG流体动力学模拟，研究重子反馈对物质功率谱的抑制随暗晕质量和半径的依赖关系，发现群尺度暗晕主导抑制，并需考虑维里半径外的物质再分布。
2026-03-17 astro-ph.CO
Hydrodynamic Effects in the Symmetron and $f(R)$-gravity Models
在本文中，我们提出的第一个结果，从实施两个标量张量修正的引力理论，的介子和胡-Sawicki $f(R)$ -引力模型，到流体动力学N体代码与暗物质粒子和重子理想气体。这项研究是以前的工作的延续，其中的光子和$f(R)$已成功地实施了RAMSES代码，但暗物质。通过运行模拟，我们表明，从$Λ$ CDM在这些模型中的气体密度分布的偏差显着低于暗物质当量。当涉及到物质功率谱时，我们发现，只要我们考虑的尺度大于$k\sim 0.5$ h/Mpc，流体动力学模拟与仅暗物质模拟非常吻合。一般来说，修正引力对重子气体的影响并不总是反映它对暗物质的影响。当考虑温度曲线时，发现最大的签名。我们发现，在这里研究的修改后的重力模型中的气体温度显示出偏差，相比$Λ$ CDM，这可以是一个因素的几个大于密度分布和功率谱中发现的偏差。
2015-03-06 astro-ph.CO gr-qc
General properties and kinetics of spontaneous baryogenesis
研究了自发重子发生的一般特征。重新讨论了（赝）Goldstone场的时间导数与重子化学势之间的关系。结果表明，这种关系基本上取决于所选择的表示与非零重子数（夸克）的费米场。宇宙学重子不对称性的计算是基于推广到非平稳背景情况的动力学方程。积分时间有限区间的影响也被考虑在内。所有这些效应结合在一起，导致重子不对称性的大小与正则结果有明显的偏差。
2016-07-05 astro-ph.CO hep-ph
The distribution of density in supersonic turbulence
我们提出了一个模型的密度统计在超声速湍流，这在恒星形成和星际介质（ISM）的物理起着至关重要的作用。受[Hopkins，MNRAS，430，1880（2013）]的启发，该模型考虑将密度排列成宽度为$\sim\! \mathcal{M}^{-2}$的强激波集合，其中$\mathcal{M}$是湍流的马赫数。该模型用两个物理参数预测了$\mathcal{M}>1$湍流的所有密度统计：密度概率分布及其对数正态性偏差、密度方差-马赫数关系、功率谱和结构函数。对于拟议的模型参数，合理的协议被认为是模型预测和数值模拟之间，虽然在与当前的模拟结果相关的大的不确定性。更一般地说，该模型可以为更详细地分析未来的模拟和观测数据提供一个有用的框架。由于该模型在冲击方面的物理动机简单，因此可以直接推广到更复杂的物理过程，这将有助于ISM未来更详细的应用。我们看到这种扩展和最近的非等温湍流模拟之间的良好的定性协议。
2017-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Differences in baryonic and dark matter scaling relations of galaxy clusters: A comparison between IllustrisTNG simulations and observations
本研究对比SPT-SZ巡天观测与IllustrisTNG模拟的星系团重子标度关系，验证大质量暗晕的自相似性，发现约14%的缺失重子来源，为缺失重子问题提供互补解释。
2025-05-02 astro-ph.CO
A Model for (Non-Lognormal) Density Distributions in Isothermal Turbulence
我们提出了一个新的，物理动机的拟合函数的密度PDF在湍流气体。虽然它是已知的，当气体是等温的，PDF近似对数正态分布的核心，高分辨率的模拟显示出很大的偏差，从精确的对数正态分布。在马赫数~0.1-15和对数（ρ）离散度~0.01-4 dex的模拟中，所提出的函数对密度PDF提供了非常精确的描述。与对数正态或对数正态-偏峰度模型相比，拟合在分布的两翼（具有更少的自由参数）中提高了几个数量级。这在使用不同数值方法的模拟中是真实的，包括或排除磁场。对数正态性的偏差用随压缩马赫数增加的参数T表示。建议的分布可以从间歇级联模型的纵向（压缩）速度差，这应该是直接相关的密度波动，我们提供了一个简单的解释的连续时间松弛过程的产品的密度PDF。因此，参数T与解释（间歇性）速度结构函数所需的相同参数是一致的;它的行为与湍流变得更加间歇一致，因为它变得更受强冲击的支配。它提供了一个新的和独特的探测器的作用，湍流的密度（不只是速度）结构中的非线性。我们发现，这自然解释了一些明显的矛盾的结果，在文献中使用不同的时刻的密度PDF的基础上，以及差异的基础上，无论是体积加权或质量加权的数量进行测量。我们展示了这些是如何从根本上与质量守恒需要违反对数正态统计的事实相关的。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
On the road to percent accuracy VI: the nonlinear power spectrum for interacting dark energy with baryonic feedback and massive neutrinos
了解非线性结构的形成是至关重要的，充分探索第四阶段调查所产生的数据，需要精确的功率谱建模。这对于$Λ$ CDM的偏差是具有挑战性的，但我们必须确保替代方案经过良好的测试，以避免错误的检测。我们提出了一个扩展的晕模型反应框架的相互作用暗能量。我们修改了晕轮模型，包括暗散射模型中存在的附加力，并将其实现到ReACT中。该反应与EuclidEmulator 2的伪谱相结合，并与N体模拟进行比较。使用标准质量函数和浓度-质量关系，我们发现对于测试的最大相互作用强度（$ξ=50$ b/GeV），在$z=0$直到$k=0.8~h/{\rm Mpc}$处的预测准确度为1%，在$z=1$处提高到$2~h/{\rm Mpc}$。对于较小的相互作用强度（$10$ b/GeV），我们发现在$z=1$处的1%一致性高达$3.5~h/{\rm Mpc}$以上的标度，在$z=0$处接近$1~h/{\rm Mpc}$。最后，我们改进了我们的预测，包括重子反馈和大质量中微子和研究这些贡献的影响和相互作用之间的简并。将尺度限制在我们的建模精度为1%的范围内，我们发现相互作用和反馈之间存在简并，但不包括大质量中微子。我们期望通过包括更小的尺度来解决反馈的简并性。这项工作代表了第一个分析工具，用于计算相互作用的暗能量模型的非线性光谱。
2022-03-07 astro-ph.CO
Evolution of proto-galaxy-clusters to their present form: theory and observations
根据流体引力动力学理论HGD，引力结构的形成始于湍流大爆炸后30，000年（10^12秒），通过粘性引力破碎成超星系团空洞和10^46公斤的原星系超星系团。线性和螺旋气体原星系GPG是在10^13 s退耦时等离子体时期出现的最小碎片，具有Nomura湍流形态和长度尺度L_N ~（γν/ ρG）^1/2 ~10^20 m，由10^12 s退耦时等离子体的应变率γ、光子粘度ν和密度ρ确定。GPG分裂成10^36公斤的原球状星团PGC团块，这些团块由10^24公斤的原始雾粒子PFP暗物质行星组成。所有的恒星都是由行星合并形成的，其中约97%是未合并的星系重子暗物质。非重子暗物质NBDM的碰撞非常弱，它扩散形成星系团晕。它不指导星系形成，与传统的冷暗物质等级聚类CDMHC理论（Γ=0）相反。NBDM拥有宇宙质量的97%。它通过引力将旋转的星系团结合在一起。星系自转轴与CMB温度异常的低波数球谐分量相匹配，并且在类星体偏振矢量中延伸到4.5x10^25 m（1.5 Gpc），这需要一个大爆炸湍流起源。GPG通过冻结气体行星的摩擦过程粘在一起，就像PGCs在宇宙的13.7 Gyr年龄中一直处于亚稳定状态一样。
2010-04-12 astro-ph.CO gr-qc
A Multi-messenger view of Cosmic Dawn: Conquering the Final Frontier
宇宙黎明的时代，当第一颗恒星和星系诞生时，被广泛认为是今天观测宇宙学的最后前沿。绘制宇宙黎明和现在之间的时期提供了对宇宙中90%以上的重子（正常）物质的访问，并解锁了比今天的宇宙学调查多几千倍的傅立叶模式信息。本文综述了从宇宙黎明到现在，重子气体观测作为宇宙学大尺度结构示踪剂的进展。我们举例说明如何描述的暗物质晕可以扩展到描述重子气体丰度和集群。这种创新的方法使我们能够充分利用我们目前的天体物理学知识，从未来的观测约束宇宙学参数。结合多信使探测器的信息内容，这也将阐明宇宙黎明的第一个超大质量黑洞的性质。我们提出了一系列迷人的影响约束物理学超越$Λ$ CDM模型，包括测试的理论膨胀和宇宙学原理，非标准暗物质的影响，并可能偏离爱因斯坦的广义相对论的最大尺度。
2022-02-24 astro-ph.CO gr-qc
