Testing the effect of galactic feedback on the IGM at z ~ 6 with metal-line absorbers
我们提出的模型的低和高电离金属线吸收（O I，C II，C IV和Mg II）在结束时的再电离时代，在z ~ 6。使用四个宇宙学流体动力学模拟与不同的反馈方案（包括Illustris和Sherwood模拟）和两个不同的选择的hydro-solver，我们调查的整体发病率和金属线吸收剂的等效宽度分布与银河风处方的变化。我们发现，O I和C II吸收器是合理的不敏感的反馈方案。然而，所有模型都很难再现C IV和Mg II的观测结果，它们在z ~ 6处探测到比O I和C II更低的超密度，这表明模拟中的金属没有足够有效地传输到IGM中。如果我们在z ~ 6处选择更硬（但仍然合理）和/或（局部）增加的UV背景，则情况得到改善但没有解决。
2016-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamic simulations of the central molecular zone with realistic Galactic potential
我们提出了流体动力学模拟的气体云流入从磁盘到几百秒差距的银河系区域。通过使用描述自洽银河系模拟的640万个恒星粒子的数千个多极展开，产生了包括现实银河系结构的引力势。我们发现，一个混合多极展开模型，两个不同的基组和厚盘校正，准确地再现了银河系的整体结构。通过非轴对称的细长棒和旋臂的银河系结构，盘中的气体云流入核区域并形成中心分子带（CMZ）样的核环。我们发现，核环的大小演变到约240 pc的T~1500万年，无论初始大小。对于大多数模拟运行，气体流入到核区域的速率被平衡到~0.02 Msun/yr。核环相对于银河系中心是偏心的，由于银河系模型的中心质量分布不平衡，因此核环的质量分布不对称。银河系模型的垂直不对称性也导致核环沿着银河平面倾斜。在第一个~ 1亿年期间，气体运动的垂直频率是轨道频率的两倍，因此投影的核环显示出扭曲的，无限大的形状。
2017-04-28 astro-ph.GA
Damped Lyman-alpha systems in high-resolution hydrodynamical simulations
本文利用LambdaCDM模型的高分辨率和大盒尺寸宇宙流体动力学模拟研究了阻尼莱曼α系统的性质。使用的数字代码是GADGET-2的修改版，采用了自洽的金属富集机制（Tornatore等人，2007年）。我们探讨了一些相关的物理量的数值收敛，我们改变参数描述的性质的星系风，初始恒星质量函数，线性暗物质功率谱和金属富集模式的IGM（星系际介质）周围DLAs。我们发现，强星系风的速度约为600公里/秒，在一个能量驱动的风的情况下，需要为了匹配所观察到的列密度分布函数的DLAs和中性氢含量的红移的演变。动量驱动的银河风模型的实施，涉及到风的速度和质量负荷的暗物质晕的属性，显示出一种行为，这是中间的能量驱动的银河风的小（100公里/秒）和大（600公里/秒）的速度。在z=3时，质量在10^9 ~ 10^10 h^-1 M_sun之间的晕，对于直径小于10^20.8 cm^-2的DLA，对柱密度分布函数的贡献是显著的。通过插值物理量沿视线通过大量的晕，我们定性地显示不同的星系风模型的影响IGM周围的DLAs。此外，我们分析了与DLAs相关的SiII的速度宽度相关的统计数据：风中的金属丰度似乎是相当cluerous，这产生了低估所观察到的速度宽度。我们概述了这个问题的可能解决方案。
2009-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical Simulations of Galaxy Clusters with Galcons
我们提出了我们最近开发的{ \em galcon}方法的流体动力学宇宙模拟的星系团-一个亚网格模型添加到{ \em恩佐}自适应网格细化代码-这是能够跟踪星系团内的潜力和以下的反馈，他们的主要重子过程。Galcons是物理上扩展的星系结构，其中重子过程是解析建模的。通过识别星系晕并在高红移（$z \sim 3$，早在大多数星系团维里化之前）初始化Galcons，我们能够跟踪恒星形成、银河风和星际介质冲压压力剥离的演变，以及它们的相关质量、金属和能量反馈到团内（IC）气体中，这些气体通过分辨率良好的球形界面层沉积。我们的方法进行了充分的描述和所有的结果，从初始模拟与增强的{ \em恩佐Galcon}代码。银河系恒星形成率来自观测到的宇宙恒星形成密度，我们的galcon模拟更好地再现了观测到的IC气体的性质，包括密度，温度，金属丰度和熵的配置文件。通过大量星系对IC气体的影响，我们明确证明了这种方法的优势，在产生较低的恒星分数，较大的气体核心半径，在中央集群区域的等温温度分布，和平坦的金属丰度梯度比在标准模拟。
2010-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Model For Including Galactic Winds in Simulations of Galaxy Formation I: Introducing the Physically Evolved Winds (PhEW) Model
冷星系风在星系晕中的传播和演化是星系形成模型的关键。然而，由于缺乏数值分辨率，在星系形成的流体动力学模拟中对这一过程的建模过于简化，并且常常忽略关键的物理过程，如流体动力学不稳定性和热传导。我们提出了一个分析模型，物理演变的风（PhEW），计算个别云的演变超音速移动通过一个统一的环境介质。我们的模型再现了非常高分辨率的云破碎模拟，包括在广泛的物理条件下的各向同性热传导的预测。我们讨论了这个模型的实施到宇宙学流体动力学模拟的星系形成作为一个子网格处方模型星系风更强大的物理和数值。
2022-02-23 astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of Galactic fountains II: evolution of multiple fountains
使用三维流体动力学模拟，我们详细研究了喷泉流和它的依赖性与几个因素，如银河系的旋转，到银河系中心的距离，和存在的热气晕。我们已经考虑了观测到的银河系内年轻星团的大小-频率分布，以便在我们的模拟中适当地为多个喷泉提供燃料。目前的工作证实了喷泉流的局部性质：新喷出的金属倾向于落回靠近它们被输送的同一银河系中心区域。因此，喷泉不会显著改变盘化学丰度的径向轮廓。多喷泉模拟还允许一致地计算恒星形成对光环气体的反馈。最后，我们还考虑了星系际介质的质量沉降及其与喷泉形成的云的相互作用的可能性。虽然我们的模拟不适合再现通常在盘状星系周围的晕中观察到的缓慢旋转模式，但它们表明外部气体的存在可能有助于减缓云中气体的旋转，从而减缓它们转移到日冕气体的角动量，正如先前在文献中所建议的那样。
2009-03-04 astro-ph.GA
Predicting the dark matter velocity distribution in galactic structures: tests against hydrodynamic cosmological simulations
减少银河系暗物质（DM）搜索中的理论不确定性是一个重要的挑战，因为几个实验现在正在深入研究与流行（粒子与否）候选者相关的参数空间。由于许多DM信号的预测依赖于DM速度分布的知识-直接搜索、被恒星捕获、p波抑制或Sommerdos增强的湮灭率、原始黑洞的微透镜效应等。有必要评估我们目前理论处理的准确性。除了麦克斯韦近似或特设外推宇宙学模拟的拟合，已经提出的方法，自洽地得出DM相空间分布只从银河系的详细质量内容和一些对称性假设（例如爱丁顿反演及其各向异性扩展）。虽然理论上是合理的，但这些方法仍然基于简化的假设，它们与真实星系的相关性可能受到质疑。在本文中，我们使用放大的宇宙学模拟来量化相关的不确定性。在各向同性的假设下，我们从模拟中测得的DM和重子含量预测了速度分布及其矩，并与真实结果进行了比较。作为输入银河系质量模型拟合完整的模拟数据，我们达到了一些速度相关的观测值的预测下降到10%，显着优于一些麦克斯韦模型。这个适度的理论错误在像盖亚任务这样的恒星调查应该允许我们改进银河系质量模型的约束的时候特别令人鼓舞。
2020-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Hydrodynamical simulations of a compact source scenario for the Galactic Center cloud G2
在银河系中心发现的致密气体云G2的起源（Gillessen et al. 2012）仍然是一个有争议的谜。G2可能是一个弥漫的云或从一个看不见的恒星嵌入it. We目前流体动力学模拟嵌入在G2的恒星物体的不同球对称风的演变的结果。我们发现，与环境介质的相互作用，并在银河系中心的超大质量黑洞的极端引力场必须考虑到这样的源方案。热而稠密的大气层的热压力限制了风，而其冲压压力则通过沿轨道剥离来塑造风，具体情况取决于风参数。潮汐力挤压近心点附近的风，使其变成细长的细丝。我们还发现，在这种情况下，Brγ的大部分亮度来自风的密质部分，它具有高度的非线性结构和低的填充因子。观测结果与质量外流率Mdot，w=8.8 x 10^{-8} Msun/yr和风速vw = 50 km/s最匹配。这些值与年轻的金牛座T星风相一致，正如Scoville & Burkert 2013所建议的那样。
2013-09-19 astro-ph.GA
Spiral shocks induced in galactic gaseous disk: hydrodynamic understanding of observational properties of spiral galaxies
本文通过自引力吸积盘中的旋臂激波模型研究旋涡星系观测性质，发现螺距角与剪切率、恒星形成率之间的弥散可反映星系环境导致的恒星形成效率差异。
2023-09-29 astro-ph.GA
Role of ionizing background and galactic feedback on the redshift space clustering of OVI absorbers in hydrodynamical simulations
本研究利用Sherwood模拟，探究电离紫外背景与不同星系反馈对低红移OVI吸收体红移空间成团性的尺度依赖影响，提出可结合中等尺度成团信号与柱密度分布约束模拟反馈效应。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black hole fueling in galaxy mergers: A high-resolution analysis
利用秒差距尺度分辨率的流体动力学自适应网格加密模拟方法，研究了星系合并过程中的质量输运过程。这样的研究的目的是连接到BH和恒星形成爆发的质量吸积率的峰值与引力和流体动力学扭矩作用于银河系的气体成分。我们的合并初始条件被选择来模拟现实系统。模拟包括气体冷却、恒星形成、超新星反馈和活动星系核反馈。近心点附近的引力和流体动力矩通过触发气体漏斗到核，这与恒星形成和黑洞生长的爆发有关。这种现象与作用在银河系气体上的两种力矩密切相关。近心触发恒星形成和质量吸积率$\sim$几$(1-10)$ $M_\odot$ /年。此类事件持续了$\sim$ $(50-75)$ Myrs。近距离通过也能产生接近并达到爱丁顿速率的黑洞吸积，持续$\sim$几百万年。我们的模拟结果表明，重力和流体动力扭矩都增强了近心通过与重力扭矩往往有更高的值比整个合并的流体动力扭矩。我们还发现，在最近的遭遇，流体动力学和引力扭矩可以在其对气体的影响相媲美，这两个有助于在银河系盘的角动量和质量的重新分配。这样的现象允许向内的质量传输到BH影响半径，为致密物体提供燃料并照亮星系核。
2021-01-23 astro-ph.GA
Galactic Alchemy: Deep Learning Map-to-Map Translation in Hydrodynamical Simulations
Zurich University of Applied Sciences ZHAW（苏黎世应用科学大学）；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）
本文提出基于深度学习的图到图翻译方法，用于星系形成模拟中多领域属性预测，通过优化生成对抗网络和扩散模型，实现高保真度的物理属性映射，为SKA时代观测重建提供高效框架。
2025-10-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
Hydrodynamical Simulations of the Triggering of Nuclear Activities by Minor Mergers of Galaxies
星系的大合并被认为是触发活动星系核的有效方式，并被认为是类星体现象的原因。然而，这一点最近受到了挑战，大量的低光度活动星系核在低红移（$z\lesssim1$）没有明显的主要合并签名的观测。小合并经常被提出来解释这些活动星系核的存在。在本文中，我们进行了九个高分辨率的流体动力学模拟的小星系合并，并调查是否可以有效地触发核活动的小合并，通过设置这些合并的祖先星系的各种属性。我们发现，小星系合并扫描激活的大质量黑洞在主星系的爱丁顿比$f_{\rm Edd}>0.01$和$>0.05$（或热光度$>10^{43}$和$>10^{44}\mathrm{erg\, s^{-1}}$）的持续时间$2.71$和$0.49$ Gyr（或$2.69$和$0.19$ Gyr），分别。星系核的活动强烈依赖于星系核的分离度，两个星系核越靠近，星系核越活跃。双活动星系核系统仍有可能通过星系的微小合并而形成，双活动星系核的形成周期仅为$\sim 0.011$ Gyr和$\sim 0.017$ Gyr，其爱丁顿比为$f_{\rm Edd}>0.05$，辐射光度为$>10^{44}\mathrm{erg\, s^{-1}}$。这一时间周期通常短于由星系大合并引起的双活动星系核。
2021-10-21 astro-ph.GA
How Binaries Accrete: Hydrodynamic Simulations with Passive Tracer Particles
对环绕双星的气体流动的线性分析表明，离心屏障应该清除双星周围的低密度空腔，并抑制质量转移到它上面。现代流体动力学模拟已经证实了低密度空腔，但表明任何从大尺度流入环双星盘的质量最终转移到双星组件上。尽管许多数值研究证实了这一点，但人们仍然不能准确地理解气体包裹是如何克服离心障碍并最终吸积的。我们提出了一个详细的分析的二进制吸积过程中，使用精确的处方不断发展的网格为基础的流体动力学与拉格朗日示踪粒子，跟踪单个气体包裹的轨迹。我们发现双星吸积可以分为四个阶段：（1）气体通过环双星盘粘性地输送到空腔壁处的离心屏障，（2）空腔壁潮汐地扭曲成由偏心轨道上的近弹道气体包组成的吸积流，（3）每一个流的向“吸积视界”半径$\bar r \simeq a$ -超过该半径没有物质返回到空腔壁-内部移动的部分，被束缚在一个围绕单个双星组件运行的迷你盘上，以及（4）迷你盘气体通过粘性和潮汐应力的联合作用而吸积在双星组件上。
2022-06-13 astro-ph.GA
A Review of the Theory of Galactic Winds Driven by Stellar Feedback
来自恒星形成星系的星系风在星系形成和演化过程中起着至关重要的作用，它调节恒星的形成，塑造恒星质量函数和质量-金属丰度关系，并使星系际介质富集金属。与恒星反馈相关的银河风可能是由重叠的超新星爆炸、星光对尘埃颗粒的辐射压力和宇宙射线驱动的。星系风是多相的，越来越多的观测到大量星系中冷分子、冷原子、电离的温热外流气体的发射和吸收尚未完全了解。在这篇综述文章中，我总结了可能的机制与恒星发射星系风，并审查多维流体动力学，辐射流体动力学和磁流体动力学模拟风的各种算法的基础上。我也简要地讨论了理论上的挑战和未来可能的研究方向。
2018-11-01 astro-ph.GA
Lyman-alpha radiation hydrodynamics of galactic winds before cosmic reionization
Lyman α（Lyα）辐射压对星系形成的动力学影响取决于Lyα光子与中性氢气之间动量传递的速率和持续时间。虽然光子捕获有可能使有效力倍增，但来自恒星源的电离辐射可能会在明显影响宿主星系的运动学或有效地将Lyα光子耦合到外流之前减轻Lyα压力。通过将COLT程序与球对称拉格朗日坐标系流体动力学耦合，对高$z$星系环境进行了Lyα辐射-流体动力学自洽模拟.在一维近似下，精确但计算量大的Monte-Carlo辐射转移计算是可行的。最初的星爆驱动着一个从中心膨胀的气体壳层，在某些情况下，Lyα反馈显著地提高了壳层的速度。对于位力质量为$M_{\rm vir} \lesssim 10^8~{\rm M}_\odot$的原星系，仅辐射反馈就能将重子喷射到星系际介质中。我们比较了具有$10^5$ K黑体辐射的星族III星的Lyα特征和具有非热康普顿厚谱的直接坍缩黑洞的Ly α特征，发现如果Lyα谱是由Lyα辐射驱动的风推动的气体形成的，则存在实质性差异。对于这两个源，从星系中出来的通量被IGM重新处理，使得观测到的Lyα光度显着降低，Lyα峰值的时间平均速度偏移向红移动。
2016-10-25 astro-ph.GA
Galactic Evolution of Oxygen: OH lines in 3D hydrodynamical model atmospheres
测量贫金属未演化恒星中的氧线，特别是近紫外OH线，可以提供有关早期银河系性质的宝贵信息。近紫外OH线是获取贫金属矮星氧丰度的重要工具。因此，重要的是要正确地模拟OH线的形成，特别是在贫金属的恒星，其中3D流体动力学模型通常预测较低的温度比平面平行流体静力学模型在上层光球。我们已经利用了52个三维流体动力学模型的大气中使用的代码CO 5 BOLD，从更广泛的CIEST网格计算的矮星网格。这52个模型涵盖了有效温度范围5000- 6500 K，表面重力范围3.5-4.5，金属丰度范围-3<[Fe/H]<0.我们确定了3D-LTE丰度修正在所有52个三维模型的几个OH线和FeI线不同的激发电位。对于较高的温度和表面重力，这些3D-LTE校正通常是负的，达到大约-1 dex的值（对于具有大约1 eV的激发电势的OH 3167）。我们将这些3D-LTE修正应用于个别O丰度，来自OH线，在Israelian等人报道的贫金属矮星样本。(1998，2001）和Boesgaard et al.（1999），通过在3D-LTE校正网格中插值矮星的恒星参数。新的3D-LTE [O/Fe]比仍然保持与1D-LTE类似的趋势，即，朝向较低的[Fe/H]值增加。我们应用1D-NLTE校正三维FeI丰度，我们仍然看到一个增加的[O/Fe]比对较低的金属岩。然而，银河系的[O/Fe]比必须重新审视一旦3D-NLT…
2010-05-26 astro-ph.GA
Active galactic nuclei jets simulated with smoothed particle hydrodynamics
迄今为止，活动星系核（AGN）喷流的模拟几乎完全使用基于网格的代码。我们提出的第一个结果从流体动力学测试AGN喷流，和它们的相互作用与集群内介质（ICM），使用平滑粒子流体动力学（SPH）的SWIFT代码中实现的。我们将这些射流发射到恒定密度的ICM中，以及具有幂律密度分布的ICM。我们还改变了射流功率，速度，开角和数值分辨率。在所有的情况下，我们发现我们的喷流和理论预测的喷流的长度和它们膨胀的叶瓣，以及叶瓣的半径之间的广泛协议。喷流首先以弹道方式演化，然后过渡到自相似阶段，在此期间，叶瓣以自相似的方式扩张（保持恒定的形状）。在这一阶段中，叶和冲击ICM中的动能和热能是总注入能量的恒定部分。在我们的标准模拟中，最初注入的能量的三分之二被转移到ICM的时候，射流被关闭，主要是通过弓形激波。其中，$70\%$是动力学形式，表明当喷流活跃时，弓形激波没有充分有效地热化。在大型宇宙学模拟（$m_\mathrm{gas}\approx10^7$ $\mathrm{M}_\odot$）的典型分辨率下，叶的形状接近自相似预测，精度为$15\%$。这表明，即使在这样的分辨率下（每个喷流的$\approx500$粒子），也可以正确地模拟喷流膨胀叶的基本物理。
2023-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The mass loss process in dwarf galaxies from 3D hydrodynamical simulations: the role of dark matter and starbursts
理论$Λ$ CDM宇宙学模型预测的低质量暗物质晕的数量比在本星系群中观察到的要多得多。一个可能的解释是，如果大部分可见物质在早期进化阶段通过星系风丢失，那么探测这些晕的难度就会增加。本文研究了超新星在矮球状星系（dSph）中引发星系风的现有模型，并基于三维流体动力学数值模拟，研究了质量损失率与暗物质晕质量及其径向分布、恒星形成率等重要物理参数之间的相关性。我们发现，风的存在是无处不在的，独立于引力势。我们的模拟显示，瑞利-泰勒不稳定性（RTI）可能在将物质推出这些系统方面发挥重要作用，即使对于非常大的晕。这种不稳定性导致了银河系早期演化过程中5 - 40%的质量损失，在$t > 200$ Myrs时相关性较小。对于不同的暗物质配置文件研究（NFW和对数）获得的质量损失率没有显着差异。我们还发现了质量损失率与晕质量和超新星速率之间的相关性，正如以前的工作中已经报道的那样。此外，大部分重子星系物质从星系中被移除的时代取决于SN率和引力势。后者，结合RTI在每个模型中的重要性，可能会改变我们对矮星系化学演化的理解，以及在高红移星系际介质的重元素污染。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Machine-assisted Semi-Simulation Model (MSSM): Estimating Galactic Baryonic Properties from their Dark Matter using a Machine Trained on Hydrodynamic Simulations
我们提出了一个管道，以估计一个星系内的一个暗物质（DM）晕的重子属性，在DM只有模拟使用高分辨率的流体动力学模拟训练的机器。作为示例，我们使用$(75 \,\,h^{-1}{\rm Mpc})^3$体积的IllustrisTNG流体动力学模拟来训练我们的机器以预测，例如，恒星质量和恒星形成率在星系大小的光环纯粹基于其DM含量。一个极端随机树（ERT）算法与多个新的改进一起使用，我们在这里介绍，如在机器训练和两阶段学习的细化误差函数。在这些改进的帮助下，与以前的尝试相比，我们的模型在预测重子属性方面的准确性显着提高-换句话说，该机器更好地模仿了IllustrisTNG的星系晕相关性。通过将我们的机器应用于大型$(1 \,\,h^{-1}{\rm Gpc})^3$体积的MultiDark-Planck DM模拟，然后我们使用机器在IllustrisTNG中发现的相关性验证了从DM晕目录快速生成星系目录的管道。我们还比较了我们的星系目录与流行的半解析模型（SAM）。我们所谓的机器辅助半模拟模型（MSSM）被证明是在很大程度上与SAM兼容，并可能成为一个很有前途的方法移植到一个更大的体积DM只运行的星系尺度流体动力学计算的重子物理。我们讨论了这样的基于机器的方法所带来的好处，以及提高这种方法的科学潜力的建议。
2019-08-26 astro-ph.GA
The Accretion History of the Milky Way: III. Hydrodynamical Simulations of Galactic Dwarf Galaxies at First Infall
本文通过流体动力学模拟研究了首次落入银河系晕的矮星系，重现了Sculptor、Antlia II和Crater II的结构特征，揭示了冲压剥离、潮汐冲击及不同初始条件导致矮星系处于非平衡演化阶段。
2023-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Physical and numerical stability and instability of AGN bubbles in a hot intracluster medium
虽然来自活动星系核（AGN）的反馈是星系团中心的一个重要热源，但反馈能量是如何注入到星系团内介质（ICM）中的以及不同的数值方法所起的作用仍不清楚。在这里，我们比较了四个流体动力学方案在理想化模拟的上升气泡膨胀AGN反馈在热分层ICM：（传统的）平滑粒子流体动力学（TSPH），SPH（PSPH）的压力味，无网格有限质量（MFM）计划，以及自适应网格细化的欧拉代码。在没有磁场的情况下，气泡在足够短的时间尺度上是Kelvin-Helmholtz不稳定的，以使其完全溶解在ICM中，这被MFM和RAMSES模拟捕获，而在TSPH模拟中，气泡存活。当ICM是湍流时，气泡与ICM的混合被加速。如果数值格式能够很好地捕捉到不稳定性，就会出现这种情况。气泡演化的差异对ICM的热结构的影响令人惊讶地小。然而，在MFM和RAMSES的模拟中，气泡破裂导致ICM的湍流搅拌，这在SPH中被抑制。在后者中，热能保持被捕获在气泡中并被输送到大半径。我们讨论了流体动力学方案的选择是否会导致宇宙学模拟结果的系统差异。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using synchrotron emission modelling of relativistic hydrodynamic jet simulations to study the FR I/FR II dichotomy of Active Galactic nuclei radio jets
本文用三维相对论流体动力学方法对活动星系核喷流进行了数值模拟，研究了FR Ⅰ/FR Ⅱ二分法。提出了三个模拟，说明了高/低洛伦兹因子注入以及分层背景介质的形态差异。洛伦兹因子为10和1.0014分别用于高和低洛伦兹因子情况。流体动力学模拟表明，在其初始注入光度的基础上的射流的形态划分。建立了一个附加的模拟来研究如果在一定时间后降低质量注入，则低洛伦兹因子射流的演变。一个同步辐射模型被应用到这些模拟再现强度地图在射频（1.5 GHz）的FR I/FR II射电星系观测到的发射结构进行了比较。还研究了不同极角下多普勒增强对强度图的影响。高和低洛伦兹因子的情况下再现的发射结构，类似于FR II型射电星系与一个占主导地位的茧区域包含时间依赖的热点和细丝的强度图。然而，如果在设定的时间段之后降低质量注入速率，则对于低洛伦兹因子的情况产生FR I样结构。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing the predictions of axisymmetric distribution functions of galactic dark matter with hydrodynamical simulations
星系暗物质（DM）搜索的信号预测往往依赖于对晕中DM相空间分布函数（DF）的假设。这适用于两种粒子（例如，$p$波抑制或Sommerion增强的湮灭、原子散射等）。和宏观DM候选者（例如原始黑洞的微透镜）。随着实验和观测精度的提高，更好地评估理论的不确定性变得迫切的前景，得出可靠的约束DM候选人或值得信赖的提示检测。最可靠的光环中DF的预测是基于求解稳态无碰撞玻尔兹曼方程（例如Eddington-like反演，作用角方法等）。与观测限制一致。我们可以从最大的对称性和最小的自由度集合开始，然后增加复杂性。关键的问题是增加复杂性，这是计算成本，是否改善预测，如果是这样，在哪里停止。通过对放大的流体动力学宇宙学模拟进行预测，可以获得线索，在这种模拟中，人们可以获得真实的（粗粒度的）相空间信息。在这里，我们测试的爱丁顿反演的轴对称扩展，以预测其密度分布和系统的总引力势的完整DM DF。这允许超越球对称，是一个先验很好地适合于螺旋星系。我们表明，轴对称并不一定改善球对称，因为（观测不受约束）的DM晕的角动量一般不与重子对齐。理论误差类似于爱丁顿反演，但在10-20%的水平上与螺旋星系中粒子DM搜索相关的速度依赖性预测。我们广泛描述的方法和评论的结果。
2021-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ex
Flash-light on the Ring: hydrodynamic simulations of expandingsupernova shells near supermassive black holes
银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）积累质量的方式并不完全确定。在大尺度上，它是由星系相遇，连接到螺旋臂和酒吧的质量流入，或由于超新星（SN）爆炸在星系中心部分的膨胀壳所控制的。后一个过程的调查需要一套广泛的气体动力学模拟，以探索框架的现象所需的多维参数空间。本文的目的是扩大我们的调查的超新星的重要性，诱导吸积到SMBH和进行比较之间的完全流体动力学代码Flash和计算密集度低得多的代码环，它使用薄壳近似。我们模拟3D膨胀壳的引力势类似的银河系中心的各种均匀和湍流的环境。在均匀介质中，我们发现令人信服的协议之间的Flash和环的形状壳和它们的等效半径在整个演变，直到他们成为亚音速。在高度不均匀，湍流介质中，也有一个很好的协议的形状和大小的壳，和他们的第一次接触的时间与中央1 pc球，我们假设他们加入吸积流。这个比较支持这样一个命题，即发生在银河系中心距离为5 pc的SN通常会将1 - 3个$M_\odot$驱动到银河系中心周围的中央1 pc。
2021-12-22 astro-ph.GA
Efficient solution of the anisotropic spherically-aligned axisymmetric Jeans equations of stellar hydrodynamics for galactic dynamics
本文在各向异性（三积分）速度椭球与球极坐标系对齐的假设下，给出了恒星流体力学轴对称Jeans方程的一种灵活的解法。我描述和测试一个强大的和有效的算法，其数值计算。我概述了评价的内在速度矩和投影的所有第一和第二速度矩，包括视线速度和自行。该方法可以详细描述真实星系的光度学和运动学。它允许空间变化的各向异性，或恒星的质光比梯度，以及一般的暗物质分布和超大质量黑洞的列入。JAM_sph方法补充了我之前导出的圆柱对齐JAM_cyl和球面Jeans解决方案，我也在本文中进行了总结。使用JAM_sph或JAM_cyl获得的结果之间的比较可以用于评估推断的动态量的鲁棒性。作为一个例子，我用高质量的积分场光谱法对260个早期星系的3D样本进行了建模，使用了两种方法。我发现它们提供了统计上难以区分的总密度对数斜率。这可以解释以前报道的JAM方法在恢复真实或模拟星系的密度分布方面的成功。JAM_sph的参考软件实现包含在公开的JAM软件包中。
2020-04-23 astro-ph.GA
Unification Model of Active Galactic Nuclei by Photoionization Equilibrium Calculation Based on Radiative Hydrodynamic Simulations
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Research Center for Space and Cosmic Evolution, Ehime University（爱媛大学宇宙 evolution 研究中心）；Faculty of Science, Hokkaido University（北海道大学理学部）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Faculty of Natural Sciences, National Institute of Technology, Kure College（国立神户高等专门学校自然科学学部）；Graduate School of Science and Technology, Hirosaki University（弘前大学理工学研究科）；Department of Earth and Space Science, The University of Osaka（大阪大学地球空间科学系）
本文通过辐射水动力模拟和电离平衡计算，研究了活动星系核覆盖因子与埃德蒙顿比的关系，并验证了计算结果与X射线观测的一致性。
2026-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling Formation of Globular Clusters: Beacons of Galactic Star Formation
星系形成的现代流体动力学模拟能够准确地预测早期星系中巨大分子云聚集的速率和位置。这些星云中可能存在质量和大小与真正的球状星团相当的星团。我描述了当前国家的最先进的模拟，旨在了解集群质量函数和金属丰度分布的起源。球状星团系统的金属丰度双峰性是星系中冷气体的等级形成和逐渐减少的自然结果。球状星团的形成在红移z>3时最为显著，此时大质量星团可能贡献了所有星系恒星形成的20%。
2010-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of a compact source scenario for G2
在银河系中心发现的致密气体云G2的起源（Gillessen et al. 2012）仍然是一个有争议的谜。G2可能是一个弥漫的云或结果的外流从一个看不见的恒星嵌入其中。我们在这里提出详细的模拟风的演变G2的轨道。我们发现，流体动力学相互作用与热大气中存在的银河系中心和极端引力场的超大质量黑洞时，必须考虑到这样的源场景建模。我们发现，流体动力学相互作用与热大气中存在的银河系中心和极端引力场的超大质量黑洞时，必须考虑到这样的源场景建模。我们还发现，在这种情况下，Brγ的大部分亮度可能来自于高密度的激波风物质。G2的观测特性可以用来限制外流的特性，我们最好的模型的质量外流率为Mdot，w=8.8 x 10^{-8} Msun/yr，风速为vw = 50 km/s。这些值与年轻的金牛座T星风的值是一致的，正如Scoville & Burkert（2013）所建议的那样。
2013-11-21 astro-ph.GA
Estimating the Fuel Supply Rate on the Galactic Disk from High Velocity Clouds (HVCs) Infall
以前的研究表明，银河系盘上接近高速云（HVC）的最大吸积速率估计可达每年约0.4个太阳质量。在这项研究中，我们指出，HVC和银河系盘之间的流体动力学相互作用是没有考虑在传统的方法估计的下降率，因此，从HVC的燃料的真实供应率可以是不同的建议值取决于HVC的物理配置，包括密度，速度和距离。我们选择了11个HVC复合体，并在我们的模拟中构建了4个不同的下落模型，以给出燃料供应率如何不同于传统下落率的想法。我们的模拟结果表明，从HVC的燃料供应率是高估了传统的方法，可以降低约0.072的因子时，HVC复合体和磁盘的流体动力学相互作用被认为是。
2019-06-25 astro-ph.GA
Three Dimensional Hydrodynamic Simulations of Multiphase Galactic Disks with Star Formation Feedback: I. Regulation of Star Formation Rates
来自年轻恒星的能量和动量反馈对星际介质（ISM）有着深远的影响，包括加热和驱动中性气体中的湍流，为未来的恒星形成提供燃料。最近的理论认为，这会导致一个准平衡的自我调节状态，并为外部原子占主导地位的磁盘的结果，在表面密度的恒星形成$Σ_{SFR}$变化近似线性的重量ISM（或中平面湍流+热压力）。我们使用三维数值流体动力学模拟来测试热，湍流和垂直动力学平衡的理论预测，以及隐含的功能依赖的$Σ_{SFR}$对本地磁盘属性。我们的模型表明，所有的平衡迅速建立，并适用于预期的平均热和湍流压力和$Σ_{SFR}$之间的比例。对于外盘区域，这导致$Σ_{SFR} \propto Σ\sqrt{ρ_{sd}}$，其中$Σ$是总气体表面密度，$ρ_{sd}$是恒星盘（加上暗物质）的中面密度。这个标度律的出现是因为$ρ_{sd}$在我们的模型中设置了垂直动力学时间（通常是外盘区域）。恒星形成定律中的系数与大质量恒星的比能量和动量成反比。我们发现的比例温暖和寒冷的原子气体，顺应热压力，和平均速度分散与太阳附近和其他外盘的意见是一致的。这项研究证实了先前一组模拟的结论，这些模拟采用了相同的物理处理，但仅限于通过ISM的径向垂直切片。
2013-08-14 astro-ph.GA
Recognizing the fingerprints of the Galactic bar: a quantitative approach to comparing model (l,v) distributions to observation
我们提出了一种新的方法来拟合简单的流体动力学模型的（l，v）分布的原子和分子气体在银河系中观察到的。该方法通过匹配模型和观测中发现的特征来工作。它是基于这样的假设，即在（l，v）图中看到的大尺度特征，如山脊线和终极速度曲线，主要受潜在的大尺度银河势的影响，并且仅微弱地依赖于局部ISM加热和冷却过程。在我们的方案中，首先用手识别观察中的特征：这只需要做一次。我们描述了一个程序，自动提取类似的功能，从简单的流体动力学模型和量化的“距离”每个模型的功能和观察。应用于银河棒区域（|l| <30度）的模型表明，我们的特征拟合方法在识别正确的底层星系模型方面优于χ^2或包络距离。
2015-04-19 astro-ph.GA
Hydrodynamic Evolution of Sgr A East: The Imprint of A Supernova Remnant in the Galactic Center
本研究通过三组对应不同类型超新星爆发的三维数值模拟，分析银心超新星遗迹人马座A东的演化，证实“脊”特征是超新星抛射物与核外向流碰撞的产物，限定其年龄小于1500年，并指出核坍缩超新星更可能是其前身。
2023-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal breakup of binary stars at the Galactic Center. II. Hydrodynamic simulations
在第一篇论文中，我们跟踪了双星在银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）附近运行时的演化过程，并注意到两颗恒星靠得足够近而发生碰撞的情况。在本文中，我们取代点质量恒星流体实现，并使用光滑粒子流体动力学（SPH）代码来跟踪密切的相互作用。我们模拟的二元组分的主序星与初始质量的1，3和6太阳质量，并与化学成分的配置文件采取恒星演化代码。近距离相互作用的结果包括合并、碰撞，使两颗恒星保持完整，以及一颗恒星以高速弹射，伴随着另一颗恒星被捕获到围绕SMBH的紧密轨道上。这是第一次，我们遵循许多（$\gtrsim 100$）围绕SMBH轨道的碰撞产物的演变。起初太小而不会被SMBH潮汐破坏的恒星会被近距离相遇或碰撞膨胀，结果在随后的近点通道中发生潮汐剥离。在这些情况下，质量损失会间歇性地发生，有时在恒星完全分裂之前，质量损失会持续数百次。重复的潮汐耀斑，或增加或减少强度，是一个预测的结果。在低质量和高质量恒星的碰撞中，合并产物从较小的恒星获得高的核心氢丰度，有效地将核演化“时钟”重置到更年轻的年龄。像Li、Be和B这样的元素只能存在于恒星的最外层，由于碰撞过程中的包层抛射和SMBH的潮汐力，它们会严重耗尽。在没有碰撞的情况下，恒星的潮汐自旋只在近点距离的一个狭窄范围内是重要的，$r_t/2\lesssim r_per \lesssim r_t$和$r_t$是潮汐破裂半径。
2011-02-28 astro-ph.GA
Radiation hydrodynamics simulations of the evolution of the diffuse ionized gas in disc galaxies
有强有力的证据表明，弥漫电离气体（DIG）在盘星系的光电离辐射的紫外发光的O和B星在银盘，无论是从观测和详细的数值模型。然而，目前还不清楚是什么机制负责提供必要的压力支持的扩散气体层在kpc规模以上的光盘。在这项工作中，我们调查，如果由光电离引起的压力增加可以提供这种支持。我们运行自洽辐射流体动力学模型的气体盘在外部潜力。我们发现，光电离反馈可以驱动低层次的湍流在致密的星系盘，它提供了压力支持的扩展扩散气体层。我们的研究结果表明，有一个自然的微调之间的总电离辐射预算的源在星系中的ISM的不同电离阶段的气体量，并提供了第一个完全一致的辐射流体动力学模型的DIG。
2019-07-03 astro-ph.GA
Driving gas shells with radiation pressure on dust in radiation-hydrodynamic simulations
我们提出了辐射驱动的气体壳层发射明亮的活动星系核（AGN）在孤立的暗物质晕的辐射流体动力学模拟。我们的目标是（1）调查活动星系核辐射压力的尘埃发射星系外流的能力和（2）限制红外（IR）多重散射的效率，提高外流加速。我们的模拟进行了辐射流体动力学代码RAMSES-RT，包括单散射和多散射的辐射压力从AGN，辐射冷却和自引力。由于流出的壳层最终对入射辐射场总是透明的，所以即使在高AGN光度下，吹扫所有介入气体的流出物也可能保持与它们的晕的引力束缚。流出壳的膨胀是很好地描述了简单的分析模型，只要壳是温和的光学厚度的红外辐射。在这种情况下，通过IR多次散射的壳的加速度的增强如预测的那样发生，即力dP/dt = tau_IR L/c施加在气体上。然而，对于高光学深度τ_IR > 50，即使辐射被有效地限制，流出的光学厚气体和IR辐射之间的动量传递也被迅速抑制。在高τ_IR处，特征流动时间变得比IR辐射的所需捕获时间短，使得动量通量dP/dt <<τ_IR L/c。我们认为，虽然不太可能解开大规模的星系气体晕，活动星系核辐射压力的尘埃可以发挥重要作用，在调节恒星的形成和黑洞吸积在大规模的紧凑星系的核在高红移。
2018-05-24 astro-ph.GA
Boundary conditions in hydrodynamic simulations of isolated galaxies and their impact on the gas-loss processes
三维流体动力学模拟除了研究孤立星系中气体成分的演化与星系恒星形成历史的关系外，还被广泛用于研究孤立星系中气体成分的演化。恒星风、超新星爆炸和黑洞反馈是通常用来驱动星系外流和减少初始星系气体储备的机制。然而，任何模拟都需要选择模拟体积的限制，这取决于，例如，星系的大小和所需的数值分辨率，除了可用的计算能力来执行它。在这项工作中，我们讨论了边界条件对小尺寸星系中气体分数演化的影响（潮汐半径约为1千秒差距），像本星系群中的经典球状星系。我们发现，大小小于约10倍的银河系暗物质晕的特征半径的开放边界变得不适合这种模拟后，约0.6 Gyr的演变，因为它们作为一个无限大的水库的气体由于暗物质引力。我们还测试了两种不同的边界条件，避免气体吸积从数值边界：封闭和选择性边界条件。我们的研究结果表明，后一种条件（使用速度阈值标准打开或关闭边界）是优选的，因为最小化由于关闭边界的反向冲击的数量。虽然将计算边界尽可能远离星系本身的策略总是可取的，但选择性边界条件的模拟可以以较低的计算成本得到类似的结果。
2023-02-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Feedback models in galaxy simulations and probing their impact by cosmological hydrodynamic simulations
该研究概述星系模拟中基于物理的反馈模型开发进展，探讨提升模拟分辨率、通过AGORA项目测试代码的工作，介绍用宇宙流体动力学模拟结合Lya吸收等技术研究反馈影响的方法，并展望未来方向与观测比对进展。
2023-07-13 astro-ph.GA
X-ray emission signatures of galactic feedback in the hot circumgalactic medium: predictions from cosmological hydrodynamical simulations
本研究利用宇宙学流体动力学模拟预测热星系周介质的X射线发射，发现反馈机制显著影响其形态、运动学和温度，为下一代X射线观测提供理论支持。
2025-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The galaxy size to halo spin relation of disk galaxies in cosmological hydrodynamical simulations
在标准盘星系形成模型中，星系盘的大小与其暗物质晕的自旋参数$λ$密切相关。该模型已被广泛采用的各种半解析星系形成模型，已非常成功地解释了大量的观测数据。然而，在大多数星系形成的现代流体动力学模拟中，很少看到尺寸- $λ$相关性。在这篇短文中，我们利用4组大型流体动力学模拟来探索大样本模拟盘状星系的尺寸-自旋参数关系，并将其与Mo等（1998）的一个流行的盘状星系形成模型进行比较。有趣的是，星系的大小与暗物质晕的自旋参数密切相关，尽管在我们研究的所有恒星质量范围内，这种关系并不总是与MMW 98模型的预测一致。在EAGLE模拟中，银河系类比也存在大小-自旋相关性，但它比IllustrisTNG的对应物相对较弱。对于EAGLE合作模拟中的矮星，存在空相关性。我们的结论是，无论是详细的亚网格物理或流体力学求解占的大小自旋关系，这将在我们未来的工作中进行探讨。
2023-03-10 astro-ph.GA
Using the PPML approach for constructing a low-dissipation, operator-splitting scheme for numerical simulations of hydrodynamic flows
描述了一种构造低耗散数值方法的方法。该方法是基于运营商分裂方法，Goddom方法，和分段抛物方法的局部模板的组合。数值方法进行了测试的一套标准的水动力试验问题。此外，该方法的性能证明了一个全球性的测试问题，显示在一个重力不稳定的气体星系盘的螺旋结构的发展。
2016-07-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Modeling Stellar Collisions in Galactic Nuclei Using Hydrodynamic Simulations and Machine Learning
Northwestern University（西北大学）；Allegheny College（阿勒格尼学院）
本文利用高分辨率SPH模拟和机器学习方法研究银河系核区恒星碰撞，提出新的碰撞影响框架，并发现神经网络在预测碰撞结果上表现更优。
2026-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hybrid analytic and machine-learned baryonic property insertion into galactic dark matter haloes
虽然宇宙学上的暗物质模拟只依赖于引力效应，计算速度非常快，但模拟星系中的重子性质需要复杂的流体动力学模拟，计算成本很高。我们探讨合并的扩展版本的平衡模型，分析形式主义描述的恒星，气体和金属含量的星系的演变，到一个机器学习框架。通过这样做，我们能够恢复比单独的解析形式主义所能提供的更多的属性，从而创建一个高速流体动力学模拟仿真器，在具有重子属性的N体模拟中填充银河系暗物质晕。虽然这种方法提供的准确性和速度优势之间存在权衡，但我们的结果优于仅使用机器学习的重子属性子集的方法。我们证明了这种新型的混合系统能够通过在合理的程度上模仿完整的流体动力学套件的属性来快速完成暗物质的信息，并讨论了混合与机器学习框架的优缺点。在这样做的过程中，我们提供了一个加速宇宙学中常用的模拟。
2022-11-15 astro-ph.GA astro-ph.IM stat.AP
On the effect of galactic outflows in cosmological simulations of disc galaxies
我们通过放大银河系大小的晕的初始条件进行一系列宇宙学模拟，研究银河系外流模型对盘星系形成和演化的影响。我们验证了模拟星系的一般属性是如何敏感的恒星反馈触发外流的方式实现，保持初始条件，模拟代码和恒星形成（SF）模型都是固定的。我们提出的模拟是基于一个版本的GADGET3代码，其中我们的次分辨率模型与光滑粒子流体动力学的先进实现相结合，确保更准确的流体采样和改进的气体混合和流体动力学不稳定性的描述。我们量化了所采用的流体动力学方案和描述SF和反馈的子分辨率模型之间的相互作用。我们考虑了四种不同的银河系外流模型，包括Dalla Vecchia和Schaye（2012）提出的模型和一个受Springel和Hernquist（2003）模型启发的方案。我们发现，产生星系外流所采用的亚分辨率处方是低红移恒星盘成分的主要成形因素。一个反馈模型要成功地产生一个盘主导星系，关键的要求是要有能力调节高红移SF（负责形成隆起成分），宇宙学的气体从大尺度环境中的下降，以及气体回落到星系半径内的低红移，以避免在$z=0$太高的SF率。
2017-12-31 astro-ph.GA
Outflows Driven by Quasars in High-Redshift Galaxies with Radiation Hydrodynamics
高红移宇宙中活动星系核（AGN）的类星体模式通常在富含气体的星系中与大规模活动星系核驱动的风一起观测到。了解活动星系核中心源发出的光子如何与周围的星际介质耦合，从而引发大规模外流是至关重要的。通过对理想星系盘的辐射流体动力学模拟，我们研究了光子与多相星系气体的耦合，以及它如何随气体云的大小而变化，以及模拟中包含的辐射波段，包括紫外线（UV），光学和红外线（IR）。我们展示了一个光度为$10^{46}$ erg/s的类星体如何驱动速度为$10^2-10^3$ km/s的大尺度风，并在数百万年的时间内以$10^3$ M $_\odot$ /yr的质量流出率。红外辐射是必要的，以有效地转移动量的气体通过多散射的尘埃在密集的云层。然而，尽管红外多重散射在早期非常重要，但随着中心气体云的膨胀和破裂，红外多重散射迅速下降，从而使辐射通过低气体密度通道逸出。对于一个红外光子来说，典型的多次散射事件的数量大约只有云中心平均光学深度的四分之一。我们的模型解释了观测到的$\sim$ 500-1000 M $_\odot$ /yr的外流率和$\sim 10^3$ km/s的高速度，有利于通过极快的核外流能量驱动的风，在这里解释为IR辐射驱动的风。
2016-06-20 astro-ph.GA
Exploring the nature of orbits in a galactic model with a massive nucleus
本文利用一个具有盘晕和球形核的轴对称银河引力模型，研究了子午面（r，z）内恒星从规则运动到混沌运动的转变。我们详细研究了从规则到混沌运动的过渡，在两种不同的情况下：时间无关模型和时间演化模型。在依赖于时间的模型中，我们遵循轨道的演化，因为星系在其核心发展出一个致密而巨大的核，因为质量是指数地从盘传输到星系中心。此外，我们构建了一些数值图，我们提出了我们的银河系模型的主要参数之间的相关性。我们的数值计算表明，与角动量Lz小于或等于一个临界值Lzc的值，移动到银道面附近的恒星，被分散到晕后遇到的核区域，随后显示混沌运动。角动量Lzc的临界值与核Mn的质量之间存在线性关系。此外，混沌区的范围随着原子核质量的增加而增加。此外，我们的模拟表明，随着原子核质量的增加，混沌的程度线性增加。这些结果有力地表明，轨道的有序或混沌性质取决于星系核心中大质量天体的存在。我们的结果表明，对于具有大质量和突出的核的盘星系，在星系的相关中心区域的低角动量恒星，必须在主要的混沌轨道。一些理论论据来支持数值推导的结果。并与前人的同类作品作了比较。
2012-04-01 astro-ph.GA
Materia oscura escalar compleja (parte I): la versión hidrodinámica
在这项工作中，我们使用流体的欧拉流体动力学方程来研究一个模型的星系晕最低限度地耦合到一个复杂的标量场，在牛顿极限，他们成为薛定谔-泊松系统。应用马德隆变换，该方程组采用流体动力学方程的形式，其中存在自相互作用势和一种非线性地依赖于流体密度的量子势。在这个理论框架中，我们分析了金斯不稳定性，这是有用的，找到的尺度长度的扰动的标量场，将形成结构。换句话说，标量场的扰动长度小于这个阈值长度，不能导致星系结构的形成。我们还证明了这个标量场流体动力系统具有涡度。
2017-08-22 astro-ph.GA
The Formation and Destruction of Molecular Clouds and Galactic Star Formation
我们描述了一个星系级恒星形成的全貌。最近对具有冷却/加热和热传导的双流体动力学的高分辨率磁流体动力学模拟表明，分子云的形成需要多次超音速压缩。这一发现使我们能够创造一个场景，在这个场景中，分子云形成在星系尺度上相互作用的壳或气泡中。首先，我们估计分子云在大于一百万年的时间尺度上的总体平均增长率。接下来，我们进行辐射流体动力学模拟，以评估由恒星FUV辐射的磁化分子云的破坏率。我们还研究了云内恒星的形成效率，如果我们采用幂律指数-2.5来描述云内恒星的质量分布，那么云内的恒星形成效率将是一个很低的值（几个百分点）。最后，我们描述了分子云质量函数在一个长时间尺度（> 100万年）上的时间演化，并讨论了在不同环境下的幂律斜率的稳态指数。
2015-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Active galactic nucleus jet feedback in hydrostatic halos
本研究通过模拟比较不同喷流模型，发现轻质热喷流比重质动能喷流更有效地延迟冷却流，且无需进动或宽开口角，同时与动能风实现相比，喷流对热晕气体影响更大，对恒星形成相影响较小。
2023-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A New Model For Including Galactic Winds in Simulations of Galaxy Formation II: Implementation of PhEW in Cosmological Simulations
虽然星系风在调节星系形成中起着关键作用，但流体动力学宇宙学模拟并没有解决控制风与周围环星系介质（CGM）之间相互作用的尺度。我们在GIZMO流体动力学代码中实现了Huang等人（2020）的物理演化风（PhEW）模型，并使用不同的模型参数和数值分辨率进行了宇宙学模拟。PhEW采用了一个显式的亚网格模型，将每个风粒子视为云的集合，这些云与周围环境交换质量，金属和动量，并通过传导和流体动力学不稳定性蒸发，这些不稳定性在更高分辨率的云尺度模拟中校准。与传统的风算法相比，我们发现，PhEW的结果是强大的数值分辨率和实施细节，因为小尺度的相互作用是由模型本身定义的。与具有相同分辨率的传统风模拟相比，我们的PhEW模拟在$z\geq 1$产生类似的星系恒星质量函数，但与$M_* < 10^{11}M_\odot$的低红移观测结果更好地吻合，因为PhEW粒子在逃离低质量晕之前将质量转移到CGM。PhEW从根本上改变了CGM金属分布，因为PhEW颗粒分散金属到周围介质中，因为它们的云消散，产生CGM金属丰度分布，这是偏斜的，但单峰，是类似的冷，热气体之间。虽然温度分布和径向轮廓的气体晕是类似的模拟与PhEW和常规风，这些变化的金属分布将影响其预测的紫外线/X射线的吸收和发射特性。
2022-02-23 astro-ph.GA
Three-dimensional hydrodynamical simulations of the supernovae-driven gas loss in the dwarf spheroidal galaxy Ursa Minor
与矮球状星系中的常见情况一样，今天本星系群小熊座星系的气体含量已经耗尽。这个星系是如何失去气体的仍然是一个有争议的问题。为了研究小熊座气体损失的历史，我们对这个天体进行了第一次三维流体动力学模拟，假设气体损失是由II型超新星（SNe II）驱动的星系风驱动的。在我们的模拟中使用的初始气体设置和超新星（SN）率主要是由推断的恒星形成历史和观测到的速度色散的小熊座约束。经过3 Gyr的演化，我们发现当SN速率增加时，气体去除效率更高，并且当初始平均气体密度降低时。导出的质量损失率在中心区域（<300 pc）系统性地更高，尽管这种关系在时间和银河系半径方面并不是严格的线性关系。由瑞利-泰勒不稳定性引起的粘性结构和由SNe驱动的声波引起的同心壳可以解释从模拟中推断的质量损失。我们的研究结果表明，SNe II能够将大部分气体从中心区域向外转移到星系晕。然而，必须考虑其他物理机制，以便完全去除较大半径处的气体。
2015-04-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hydrodynamic Evolution and Detectability of Nova Remnants in the Galactic Center
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）
本研究通过水动力学模拟，评估银河系中心新星残骸在X射线、射电和Paschen-α波段的可探测性，发现X射线波段最有可能探测到残骸。
2025-12-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three Dimensional Hydrodynamic Simulations of Multiphase Galactic Disks with Star Formation Feedback: II. Synthetic HI 21 cm Line Observations
我们使用三维数值流体动力学模拟的湍流，多相原子星际介质（ISM），构建和分析合成HI 21厘米发射和吸收线。我们的分析提供了详细的测试，21厘米的可观测的原子ISM的物理诊断。特别地，我们构造了（1）“观测到的”自旋温度$T_{s,obs}(v_{ch})\equiv T_B(v_{ch})/[1-e^{-τ(v_{ch})}]$及其光深加权平均T_s，obs，（2）吸收校正的“观测到的”柱密度$N_{H,obs}\propto \int dv_{ch} T_B(v_{ch})τ(v_{ch})/[[1-e^{-τ(v_{ch})}]$，和（3）冷中性介质（CNM）的“观测到的”分数$f_{c,obs}\equiv T_c/T_{s,obs}$，其中T_c为CNM温度;我们将每个观测参数与从模拟中的视线（LOS）平均值获得的真实值进行比较。在单个速度通道内，T_s，obs（v_ch）在真实值的1.5倍以内，直至$τ(v_{ch})\approx10$。因此，对于90%和99%的LOS，N_H，obs和T_s，obs分别在真实值的5%和12%以内。光学薄近似显著低估了$τ>1$的N_H。只要T_c受到约束，就可以得到精确的CNM质量分数的观测估计，其值可低至20%。我们指出，虽然从200 K < $T_{s,obs}(v_{ch})$ <1000 K的21 cm谱线可以分辨出热不稳定…
2014-03-21 astro-ph.GA
