Simulating the Large-Scale Structure of HI Intensity Maps
中性氢的强度测绘是宇宙学和大尺度结构的一种很有前途的观测探测。我们提出了宽场模拟HI强度地图的基础上的N体模拟的$2.6\, {\rm Gpc / h}$盒与$2048^3$粒子（粒子质量$1.6 \times 10^{11}\, {\rm M_\odot / h}$）。使用条件质量函数填充模拟暗物质密度场的晕低于模拟的质量分辨率（$10^{8}\, {\rm M_\odot / h} < M_{\rm halo} < 10^{13}\, {\rm M_\odot / h}$），我们分配HI的晕，这些晕根据一个唯象晕HI质量关系。模拟在宽度为$Δz \approx 0.05$的红移箱中跨越0.35 < z < 0.9的红移范围，并以约7 '的角分辨率覆盖四分之一的天空。我们利用模拟的强度图研究了非线性效应和红移空间畸变对HI角簇的影响。针对自相关的地图，我们应用和比较几个估计的角功率谱及其协方差。我们验证，这些估计同意解析预测大规模和研究的有效性近似高斯随机场的基础上，特别是在上下文中的协方差。我们讨论了我们的结果和模拟地图可以是有用的规划和解释未来HI强度测绘调查。
2016-03-01 astro-ph.CO
Horizon Run 4 Simulation: Coupled Evolution of Galaxies and Large-scale Structures of the Universe
Horizon Run 4是一个宇宙学$N$ -天体模拟，旨在研究星系和宇宙大尺度结构之间的耦合演化，并用于测试星系形成模型。使用$6300^3$引力粒子在一个立方体盒的$L_{\rm box} = 3150 ~h^{-1}{\rm Mpc}$，我们建立了一个茂密的森林晕合并树跟踪晕合并的历史与晕质量分辨率缩小到$M_s = 2.7 \times 10^{11} h^{-1}{\rm M_\odot}$。我们建立了一组粒子和晕数据，可以作为宇宙学模型和引力理论与观测比较的试验台。我们发现，FoF晕质量函数显示出实质性的偏离与有形的红移幅度和形状的演变的普遍形式。在较高的红移，质量函数的振幅较低，和功能的形式是向更大的值的$\ln (1/σ)$。我们还发现，随着方向余弦$μ$的增加，模拟星系两点关联函数中的重子声振荡特征变得更宽，峰值位置向更小的尺度移动，峰值幅度减小。从75红移的晕数据建立的晕合并树中，我们测量了晕的半质量时代，发现质量较小的晕在较高的红移时往往会达到其当前质量的一半。包括快照数据、过去光锥空间数据和晕合并数据在内的模拟输出可在http://sdss.kias.re.kr/astro/Horizon-Run4/上获得。
2015-08-24 astro-ph.CO
Simulating the 21-cm signal from reionisation including non-linear ionisations and inhomogeneous recombinations
我们探讨的影响，将物理动机的电离和重组率的历史和拓扑结构的宇宙再电离，通过将小体积流体动力学模拟的输入到一个半数值代码，SimFast 21，演变再电离大尺度。我们采用辐射流体动力学模拟参数化的电离率Rion和重组率Rrec的晕质量，密度和红移的函数。我们发现，与先前的假设相反，Rion与晕质量呈超线性关系（Rion ~ Mh ^[1.41]）。我们将这些缩放到SimFast 21中以识别电离区域。我们调整我们的模型是一致的光学深度，电离发射率，和中性分数的最后再电离最近的观测。我们需要一个平均光子逃逸分数fesc=0.04内~ 0.5 cMpc的细胞，独立的晕质量或红移，同时匹配这些数据。我们提出的21厘米功率谱的预测，并表明，它是收敛的模拟量。我们发现，引入超线性质量依赖的电离增加了再电离的持续时间，并在再电离的中间阶段将小规模的21厘米功率提高了~ 2-3。引入不均匀的重组减少了电离气泡的大小，并抑制了约2-3大规模的21厘米功率。此外，在亚细胞尺度上的气体聚集对21厘米功率的影响很小，这表明稳健的预测不依赖于千磅级结构的行为。超线性电离显著增加了电离光子输出的中位晕质量标度，使其达到>10^10 Mo，这给下一代设施探测大多数电离源带来了更大的希望。这些结果突出了更准确地处理电离源和重组建模再电离及其21厘米信号的重要性。
2016-02-05 astro-ph.CO
Phase-space simulations of prompt cusps: simulating the formation of the first haloes without artificial fragmentation
本文开发了基于暗物质相空间片的新模拟方法，消除了人工团块，证实第一代晕坍缩时确实会迅速形成密度ρ∝r^-1.5的瞬现尖峰，并指出剔除受人工团块影响的区域后可安全使用N体模拟研究其结构。
2023-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHH method for SIDM: An SIDM-hydro hybrid method for simulating self-interacting dark matter
本文提出SHH混合方法，通过克努森数耦合SIDM与流体方程，高效模拟引力热坍缩，达到更高中心密度，并展示其扩展潜力。
2025-08-14 astro-ph.CO
FIRE in the Field: Simulating the Threshold of Galaxy Formation
我们提出了一套15个宇宙学放大模拟孤立的暗物质晕，所有的$M_{\rm halo} \approx 10^{10}\,{\rm M}_\odot$在$z=0$的质量，以了解晕组装，星系形成之间的关系，反馈的影响，在矮星系的中心密度结构。这些模拟是真实环境反馈（FIRE）项目的一部分，并以极高的分辨率执行。由此产生的星系具有与粗略的丰度匹配估计一致的恒星质量，与银河系维里半径（$M_\star/{\rm M}_\odot\approx 10^5-10^7$）之外可以看到的最暗星系相吻合。在$z=0$，在维里质量范围很窄的晕中，恒星质量的这种不可忽略的扩散与中心晕密度或最大圆速度$V_{\rm max}$密切相关。$M_\star$对第二个参数（$M_{\rm halo}$之外）的依赖性很大程度上是$M_{\rm halo}\sim10^{10}\,{\rm M}_\odot$质量标度与强再电离抑制阈值一致的直接结果：致密的、最早形成的晕在其整个历史中保持在紫外线抑制标度以上，而晚形成的系统在较长的时间内下降到紫外线抑制标度以下，因此形成的恒星较少。事实上，在我们的套件中，最新形成的，浓度最低的光环未能形成任何恒星。与仅模拟暗物质相比，由$M_\star\gtrsim2\times10^{6}\,{\rm M}_\odot$形成星系的晕中心密度降低，密度变化的径向范围与星系半质量半径$…
2017-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accurately simulating core-collapse self-interacting dark matter halos
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过SIDMN体模拟探讨暗物质晕坍缩过程，发现能量守恒误差和核尺寸对模拟结果敏感，提出高分辨率模拟数据可作为基准，指导参数选择以解释GD-1类恒星流观测。
2026-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Simulating galaxies in the reionization era with FIRE-2: galaxy scaling relations, stellar mass functions, and luminosity functions
我们展示了一套来自真实环境反馈项目的z>5的宇宙学放大模拟，在z=5时，跨越晕质量范围M_halo~10^8-10^12 M_sun。我们预测了恒星质量晕质量关系，恒星质量函数和光度函数在几个波段从z=5-12。在z=5-12时，恒星质量-晕质量关系的中值并不强烈演化。光度函数的暗端斜率随着红移的增加而变陡，这是从这些红移处的晕质量函数继承而来的。在z~6以下，恒星质量函数和紫外光光度函数在M_star~10^4.5 M_sun（比M_1500 ~-12暗）以下稍微变平，这是由于低质量晕中恒星形成在再电离结束时受到电离背景的抑制。在更高的红移下不会出现这种平坦化。给出了SFR-M_halo、SFR-M_star和宽带星等-恒星质量关系的红移相关拟合函数。我们得到了z=5-12的恒星形成率密度和恒星质量密度，并表明在z>8时，来自非常微弱星系的贡献变得更加重要。此外，我们还发现比M_1500~-20亮的z~6 UV光度函数的下降主要是由于尘埃的衰减。在亮度大于M_1500=-13（-17）的星系中，大约有37%（54%）的紫外线光度被z~6的尘埃遮蔽。我们的结果与当前的数据基本一致，可以通过未来的观测进行检验。
2018-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detectability of the effect of Inflationary non-Gaussianity on halo bias
我们认为，描述的聚类晕的物理动机类型的非高斯初始条件。特别是，我们包括非高斯的类型所产生的单场慢卷，多场，曲率（本地型），高阶导数型（等边），真空状态修改（折叠型）和水平尺度GR校正类型。我们发现，大规模的晕偏差是一个非常敏感的工具，探测非高斯，潜在的领导，对于一些计划的调查，检测到的非高斯所产生的地平线尺度GR校正。与宇宙微波背景约束相结合，晕偏方法可以极大地帮助区分不同形状的非高斯性，从而区分宇宙学扰动的起源模型。
2009-11-08 astro-ph.CO
Simulating the "hidden giant" in cold and self-interacting dark matter models
我们进行了一系列的受控N体模拟研究最近发现的Antlia 2星系在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）的情况下的实现。我们的模拟包含六个基准模型，其中我们改变初始晕浓度和自散射截面。我们采用动机良好的初始恒星和晕质量，我们的基准轨道有一个小的近心。在银河系潮汐场中演化后，模拟星系经历了显著的质量损失，其恒星分布也相应扩大。这些潮汐效应是更突出的，如果初始晕浓度较低，如果自散射截面较大。结果表明，在CDM中，如果晕浓度较低，恒星分布较弥散，则类Antlia 2星系可以形成，而在SIDM中，这些条件可以放宽。我们还发现，所有的模拟星系预测大致相同的恒星速度色散后，恒星粒子的选择标准。这对利用潮汐扰动系统测试暗物质模型具有重要意义。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Simulating the Complexity of the Dark Matter Sheet I: Numerical Algorithms
在早期，暗物质具有未知幅度的热速度色散，对于温暖的暗物质模型，它可以影响可观测尺度上非线性结构的形成。我们提出了一个新的方案来模拟宇宙学与小规模的扰动抑制，结合了以前的两种方法的方式，避免了迄今为止阻止任何产生完全可靠的结果的数值文物。在低密度和整个宇宙体积的大部分，我们代表的暗物质相片直接使用高精度插值，从而避免了人为的碎片，折磨粒子为基础的方法在这个政权。然而，这样的相片方法，无法遵循迅速增加的复杂性的密集区域的暗物质晕，因此，对于这些我们切换到一个N体计划，使用测地偏差方程来跟踪相片属性本地每个粒子。此外，我们提出了一种新的高分辨率力计算方案的基础上的八叉树的立方力分辨率元素，这是非常适合近似的力场我们的组合片+粒子分布。我们的混合模拟方案，使第一个可靠的模拟低质量晕在温暖的暗物质宇宙学的内部结构。
2020-05-21 astro-ph.CO
Simulating realistic Lyman-$α$ emitting galaxies including the effect of radiative transfer
Missouri University of Science and Technology（密苏里科技大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU, WPI), University of Tokyo（东京大学宇宙物质研究科 Kavli 宇宙物理数学研究所 (Kavli IPMU, WPI)）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所，天文中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Institut für Theoretische Astrophysik, Universität Heidelberg（海德堡大学理论天体物理研究所）
本文提出了一种模拟红移2-3的Lyman-α发射星系的模型，结合经验性模型与辐射传输方法，校准参数以重现观测数据，并提供高保真合成目录。
2025-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Introducing the Illustris Project: Simulating the coevolution of dark and visible matter in the Universe
我们介绍了插图计划，一系列的大规模流体动力学模拟星系的形成。最高分辨率的模拟，插图-1，覆盖$(106.5\,{\rm Mpc})^3$的体积，具有${6.26 \times 10^{6}\,{\rm M}_\odot}$的暗质量分辨率，和${1.26 \times 10^{6}\,{\rm M}_\odot}$的初始重子物质质量分辨率。在$z=0$中，引力在$710\,{\rm pc}$的尺度上被软化，最小的流体动力气室具有$48\,{\rm pc}$的范围。我们遵循$2\times 1820^3$分辨率元素的动态演化，并且另外被动地演化$1820^3$蒙特卡罗示踪粒子，达到超过$18$十亿的总粒子计数。星系形成模型包括：原始和金属线冷却与自屏蔽修正，恒星演化，恒星反馈，气体再循环，化学富集，超大质量黑洞的生长，和活动星系核的反馈。在$z=0$，我们的模拟量包含约$40,000$良好解决的星系，涵盖了各种各样的形态和颜色，包括早型，晚型和不规则星系。模拟合理地再现了宇宙恒星形成率密度，星系光度函数，和重子转换效率在$z=0$。它还定性地捕捉了星系环境对星系红色部分的影响。选定的分辨率良好的盘星系的内部速度结构服从恒星和重子塔利-费舍尔关系与平坦的圆速度曲线。在良好的解决制度的模拟再现观察到的混合早期型和晚期型星系。我们的模型预测了一个晕质量依赖的重子效应的影响晕质量函数和质量的晕…
2014-09-20 astro-ph.CO
Testing the Reliability of Fast Methods for Weak Lensing Simulations: WL-MOKA on PINOCCHIO
在充分利用大尺度结构（LSS）的弱透镜效应并由此导出宇宙学参数的过程中，模拟收敛映射的产生是至关重要的。在本文中，我们提出了一个扩展的PINOCCHIO代码产生目录的暗物质晕，使它能够模拟弱透镜的LSS。像WL-MOKA一样，该方法从随机实现宇宙学初始条件开始，创建一个晕目录并将其投影到过去的光锥上，并在晕中绘制假设参数模型的质量密度分布。大规模的模式，不占晕使用线性理论。本文讨论了在用升阶拉格朗日微扰理论对PINOCCHIO中的晕进行位移时，影响收敛功率谱的系统误差，以及它们与网格分辨率的关系。我们的近似方法被证明是非常快的相比，完整的光线跟踪模拟从N体运行，并能够恢复弱透镜信号，在不同的红移，百分之几的准确性。它还允许快速构建弱透镜协方差矩阵，补充PINOCCHIO生成星系团质量函数和星系团协方差的能力，从而为计算不同探测器之间的交叉协方差铺平道路。这项工作推进了这些近似方法作为模拟和分析宇宙学目的的调查数据的工具。
2020-06-04 astro-ph.CO
Cosmological evolution of orientations of cluster-sized dark matter haloes and their central galaxies in the Horizon-AGN simulation
观测上已知，星系团的长轴和它们最亮的星系团星系大致是成一直线的。为了理解这种排列的起源，我们在Horizon-AGN宇宙学流体动力学模拟中识别出40个质量高于$5\times10^{13}~M_{\odot}$的团簇大小的暗物质（DM）晕及其位于$z\approx 0$的中心星系（CG）。我们追踪了$0<z<5$之间50个不同时期的祖细胞。然后，我们适合他们的形状和方向与三轴椭球模型。虽然DM晕和CG的方向变化显着，由于重复合并和质量吸积，它们的相对取向是很好的对齐，在每个时代，即使在高红移，$z>1$。随着宇宙时间的推移，这种排列变得更加紧密;目前CG和它们的宿主DM晕的主轴平均排列在三维空间的$\sim 30^{\circ}$和投影平面的$\sim 20^{\circ}$内。DM晕的主轴方向平均遵循对应于{ \it最慢坍缩}（甚至拉伸）模式的周围潮汐场的特征向量之一，并且与潮汐场的对齐也变得更紧密。这意味着，在目前的时代，CG和DM晕的方向在很大程度上是在宇宙的原始密度场的印记，而强大的动力学相互作用，如合并是很重要的，以解释他们在每个时代的相互对齐。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm FIRE: Simulating Galaxy Formation with Resonant Sterile Neutrino Dark Matter
我们研究了暖暗物质（WDM）宇宙学对矮星系形成的影响，通过一套宇宙学流体动力学放大模拟$M_{\rm halo} \approx10^{10}\,M_{\odot}$暗物质晕作为现实环境反馈（FIRE）项目的一部分。本文的一个主要重点是评估暗物质物理学和恒星反馈对冷暗物质（CDM）模型中发现的众所周知的小尺度问题的综合影响。我们发现在CDM和WDM模型中，星系的$z=0$恒星质量与其宿主暗物质晕形成时的中心密度$z_{\rm f}$有很强的相关性。WDM晕遵循与CDM相同的$M_{\star}(z=0)-V_{\rm max}(z_{\rm f})$关系，但它们形成较晚，中心密度较低，因此包含的星系质量小于CDM对应星系。因此，重子效应对中心引力势的影响相对于CDM来说通常是减小的。然而，WDM中延迟形成和来自恒星反馈的能量输入的组合导致暗物质轮廓具有较低的整体密度。这里研究的WDM星系比CDM中模拟的相同系统具有更广泛的恒星形成历史（SFH）多样性，并且两个最低的$M_{\star}$ WDM星系在后期形成了所有的恒星。因此，发现年轻的超微弱矮星系，没有古老的恒星形成-这在我们的CDM模拟中不存在-将提供支持WDM的证据。
2018-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating Deep Hubble Images With Semi-empirical Models of Galaxy Formation
我们模拟从哈勃太空望远镜（HST）使用半经验模型的星系形成只有几个基本的假设和参数的深图像。我们将我们的模拟一直投射到观测域，将宇宙学和仪器效应添加到图像中，并以与真实HST图像相同的方式（“前向建模”）分析它们。这是一个强大的工具，用于测试和比较星系演化模型，因为它使我们能够在预测和观察到的星系属性分布之间进行无偏比较，同时自动考虑所有相关的选择效应。我们的半经验模型填充每个暗物质晕与确定的恒星质量和尺度半径的星系。我们使用恒星星族合成模型计算每个模拟星系的光度和光谱。我们计算的内在散射的恒星质量晕质量的关系，自然导致强制执行一个单调增加的恒星质量沿合并历史的每个晕。模拟的星系图像是从斯隆数字巡天的真实星系中截取的，其大小和通量被重新调整以匹配模型星系。星系的亮度、大小和表面亮度的分布依赖于模型中的可调参数，并且在这些参数的合理值下与观测结果吻合得很好。测量的星系星等和大小有显著的星等依赖性偏差，两者都被低估了星等检测极限附近。检测到的星系比例和检测到的光比例也敏感地取决于模型的细节。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the Universe with MICE: The abundance of massive clusters
我们介绍了一套新的大型N体运行，MICE模拟，提供了一个独特的组合非常大的宇宙体积与良好的质量分辨率。它们遵循的是约85亿个粒子（2048^3）的引力演化过程，其体积可达450（Gpc/h）^3。我们的主要目标是精确地建模和校准即将到来的天文调查将使用的基本宇宙学探测器。在这里，我们利用非常大的体积的MICE作出一个强大的采样晕质量函数（MF）的高质量尾部。我们讨论和避免可能的系统效应在我们的研究，并做了详细的分析，不同的误差估计。我们发现，可用的晕局部丰度拟合（Warren et al.（2006））与MICE中高达M ~ 10^{14} \Msun的丰度匹配良好，但对于更大的质量存在显著偏差，在M = 3.16 x 10^{14} \Msun（10^{15} \Msun）时，将质量函数低估了10%（30%）。类似地，广泛使用的Sheth & Tormen（1999）拟合，如果外推到假设普适性的高红移，则对于M ~ [7 - 2.5 - 0.8] x 10^{14} \Msun（$ν= δ_c/σ~ 3$），在z=0，0.5，1处的星系团丰度分别被低估了30%，20%和15%。我们提供了一个在质量上超过5个数量级有效的晕MF的重新校准，10^{10} < M/（\Msun）< 10^{15}，准确地描述了它的红移演化到z=1。我们探讨了这种重新校准对暗能量测定的影响，并得出结论，…
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the stochasticity of high-redshift halo bias
一个非常大的动态范围，同时捕获的大尺度和小尺度的宇宙结构的模拟是需要正确的许多宇宙学现象的建模，特别是在高红移。这并不总是可用的，或者当它是，它使得这样的模拟非常昂贵。我们提出了一种新的亚网格方法建模低质量（$10^5\,M_\odot\leq M_{\rm halo}\leq 10^9\,M_\odot$）晕，否则无法解决的大体积宇宙学模拟有限的数值分辨率。除了捕获平均属性的确定性晕偏置之外，我们还对其在时间上相关的随机性进行了建模。我们发现，瞬时分箱分布的晕的数量是很好地近似的对数正态分布，与整体幅度调制的这个“时间相关偏差”。我们的新方案的鲁棒性进行了测试，对各种统计措施，我们发现，时间相关的随机性产生模拟晕数据，这是显着更可靠的时间不相关的随机性比。我们的方法可以应用于模拟过程，依赖于小尺度和大尺度结构，特别是对于那些敏感的结构形成的演化历史，如宇宙再电离过程。作为一个示例应用程序，我们在一个500 Mpc的$\,h^{-1}$、$300^3$网格模拟盒中生成中等质量（$ 10^{8} \leq M/M_{\odot} \leq 10^{9}$）晕的模拟分布。这个模拟晕目录承担一个合理的统计协议与晕目录从数字解决晕在一个较小的盒子，因此将允许一个非常自我一致的宇宙再电离模拟集在一个盒子足够大，以产生统计上可靠的数据。
2019-10-28 astro-ph.CO
Spherically Symmetric Fluid Simulations of Black Hole Accretion in Self-Interacting Dark Matter Halos
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院（天体物理方向））；Institute of Astrophysics, School of Physics, Zhengzhou University（郑州大学物理学院天体物理研究所）；Institute of Fundamental Physics and Quantum Technology & School of Physical Science and Technology, Ningbo University（宁波大学基础物理与量子技术研究所暨物理科学与技术学院）
利用含热传导的自引力流体模型研究自相互作用暗物质晕中黑洞吸积，通过一维球对称流体动力学代码模拟，发现黑洞增长受引力流入与暗物质热传输竞争调控，给出相关因素对吸积率影响。
2026-07-02 astro-ph.CO
Numerical Challenges in Modeling Gravothermal Collapse in Self-Interacting Dark Matter Halos
本文通过模拟理想化矮晕，比较三种SIDM数值实现，发现数值方法选择、力软化及时间步长显著影响核心塌缩，即使最高分辨率下塌缩时间仍有约10%变化。
2025-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Simulating the Anisotropic Clustering of Luminous Red Galaxies with Subhalos: A Direct Confrontation with Observation and Cosmological Implications
我们使用宇宙学$N$ -体模拟中识别的暗晕对斯隆数字巡天中的发光红星系（LRGs）的明显聚类各向异性进行建模。我们首先进行马尔可夫链蒙特卡罗分析的参数表征subhalos托管LRGs假设一个特定的$Λ$ CDM宇宙学上，我们运行的模拟。我们表明，具有中心和卫星晕的简单模型可以解释大尺度上观察到的功率谱多极矩，直至十六极（$k\lesssim0.3~h\mathrm{Mpc}^{-1}$）。根据模型的细节，$20$至$30$百分比的卫星分数较弱。分数是强大的，当我们采用一个更精细的模型的基础上，从文献中的晕占据数。然后，我们改变宇宙学参数控制各向异性的红移空间有效地变形的模拟盒（Alcock-Paczynski效应）和改变的幅度的速度（红移空间扭曲）。我们证明，我们可以约束宇宙的几何形状，结构的增长率，和参数表征LRGs的同时。这是一个步骤，宇宙学分析与现实的偏见描述超越经验偏置函数与滋扰参数。
2014-07-29 astro-ph.CO
Simulating Rotating Newtonian Universes
本研究提出基于类哥德尔度规的无剪切刚体旋转宇宙数值模拟方法，利用StePS N体代码克服传统拓扑障碍，发现极向与赤道膨胀率存在明显各向异性，最大旋转下偏差超1%，对精密宇宙学意义重大。
2024-11-30 astro-ph.CO physics.comp-ph
Efficient hybrid technique for generating sub-grid haloes in reionization simulations
本文提出一种混合方法，将大体积低分辨率模拟的密度场和潮汐场与小体积高分辨率盒子中的小暗晕合并，以仅13%的计算资源实现有效高动态范围模拟，并准确再现暗晕场和中性氢场统计量，为高红移中性氢分布建模提供资源高效工具。
2024-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating Cosmic Reionization and the Radiation Backgrounds from the Epoch of Reionization
大规模的再电离模拟相结合的宇宙学N-体模拟，模拟不断变化的密度和速度场，并确定星系晕源的结果，与射线跟踪辐射转移计算模型的非平衡电离的星系际介质。这些模拟已被用来预测宇宙辐射背景，包括CMB，近红外和红移21厘米背景的再电离的一些签名的影响。我们总结了我们最近在这项工作中取得的一些进展，并解决这样的签名效果的观测是否可以用来区分不同质量的星系再电离的相对贡献的问题。
2012-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial Physics in the Nonlinear Universe: Revealing the oscillating halo bias from cosmological collider models
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（宇宙学物理卡弗里研究所，芝加哥大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理 perimeter 研究所）
研究宇宙学对撞机模型中初始条件含有的极高能粒子物理信息，开发新模拟方法，测量振荡晕偏差，发现其与晕质量等相关，信号独特不易被模拟，模拟及代码已公开。
2026-07-29 astro-ph.CO gr-qc
Non-Equilibrium Relativistic Core Collapse of Self-Interacting Dark Matter Halos -- Limits On Seed Black Hole Mass
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学天文与天体物理研究所）；Beijing Normal University（北京师范大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本文研究了自相互作用暗物质晕的非平衡相对论性核心坍缩，探讨了种子黑洞质量的限制，结合广义相对论效应，揭示了黑洞形成机制中的关键因素。
2026-04-25 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Introducing SAGUARO -- Simulating IGM Evolution and Environments At High Resolution: Setup and First Results
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of Washington（华盛顿大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
SAGUARO模拟了再电离期间和之后IGM的高分辨率演化，涵盖了光离子化率、再电离红移和箱尺度密度的参数空间，研究IGM气体动力学、热结构、不透明度及再电离光子预算等核心问题。
2026-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
