How to Zoom: Bias, Contamination, and Lagrange Volumes in Multimass Cosmological Simulations
我们执行一套多质量宇宙学变焦模拟个人暗物质晕，并探讨如何最好地选择拉格朗日区域reimulation没有污染的晕感兴趣的低分辨率粒子。这种污染可能导致流体动力学模拟的气体分布中的显着错误，正如我们所示。对于一个固定的拉格朗日体积，我们发现，污染的机会增加系统的缩放水平。为了避免污染，选择用于重新模拟的拉格朗日体积必须随着父框和缩放区域之间的分辨率差单调增加。我们提供了一个简单的公式选择拉格朗日区域（单位的晕维里体积）作为所需的缩放水平的函数。我们还探讨了晕的拉格朗日体积与其他晕属性（浓度，自旋，形成时间，形状等）相关的程度。并没有发现明显的相关性。拉格朗日体积和环境之间有一个温和的相关性，这样的晕生活在最集群的地区有较大的拉格朗日体积。然而，选择要隔离的光晕并不是确保廉价变焦模拟的最佳方法。我们解释了如何可以安全地选择最小的拉格朗日体积，这是最便宜的resimulate，而不偏置一个人的样本晕。
2013-10-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Symphony: Cosmological Zoom-in Simulation Suites over Four Decades of Host Halo Mass
我们目前的交响乐，汇编$262$宇宙学，冷暗物质放大模拟跨越四十年的主机晕质量，从$10^{11}$ $-$ $10^{15}~M_{\mathrm{\odot}}$。这个汇编包括三个现有的模拟套件在集群和银河系$-$质量尺度，和两个新的套件：$39$大麦哲伦云质量（$10^{11}~M_{\mathrm{\odot}}$）和$49$强透镜模拟（$10^{13}~M_{\mathrm{\odot}}$）集团质量主机。在整个主机晕质量范围内，在这些模拟中的最高分辨率区域解决了与$\approx 3\times 10^{-7}$倍的主机维里质量和普卢默等效引力软化长度$\approx 9\times 10^{-4}$倍的主机维里半径，平均暗物质粒子质量。我们测量subhalo丰度和主机浓度，形成时间和最大subhalo质量，所有这些峰值在银河系主机晕质量尺度之间的相关性。次晕丰度是$\approx 50\%$更高的集群比低质量的主机在固定的子-主机晕质量比。次晕的径向分布是近似自相似的主机质量的函数，并不集中比主机的底层暗物质分布。我们比较我们的结果的半解析模型$\mathrm{\texttt{Galacticus}}$，它预测subhalo质量函数具有较高的归一化在低质量端和径向分布，比交响乐稍微集中。我们使用$\mathrm{\texttt{UniverseMachine}}$模型…
2023-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
An essential building block for cosmological zoom-in perturbation theory
Institute of Cosmology & Gravitation University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Department of Physics, University of the Western Cape（西开普大学物理系）；Hierarchical Intelligence Lab（分层智能实验室）
本文通过引入物质视界，提出一种多尺度层次框架来避免壳交叉奇点，为宇宙学放大N体模拟提供更稳健的边界条件实现方法。
2026-05-01 astro-ph.CO gr-qc
Relative baryon-dark matter velocities in cosmological zoom simulations
本文提出在宇宙学缩放模拟中自洽引入重子与暗物质相对速度的方法，发现该速度显著抑制晕重子比例、延迟恒星形成并降低最终恒星质量。
2023-09-14 astro-ph.CO
The AGORA High-resolution Galaxy Simulations Comparison Project. III: Cosmological zoom-in simulation of a Milky Way-mass halo
我们提出了一套高分辨率的宇宙放大模拟$z=4$的$10^{12}\,{\rm M}_{\odot}$晕在$z=0$，获得使用七个当代天体物理模拟代码广泛使用的数值星系形成社区。气体冷却、加热和恒星形成的物理学公式，与我们以前的{ \it AGORA}圆盘比较中使用的公式相似，但现在考虑了宇宙学过程的影响。在这项工作中，我们介绍了最仔细的比较，但星系形成模拟运行不同的代码组，连同一系列的四个校准步骤，每个步骤的目的是减少在最终运行中采用的可调模拟参数的数量。在所有参与的代码组成功完成校准步骤后，我们得到了一套宇宙学模拟，具有相似的质量组装历史，直到$z=4$。通过解析目标晕的内部结构的数值精度，我们发现代码总体上彼此一致，例如，气体和恒星的性质，但也显示出差异，例如，环星系介质的性质我们认为，如果按照我们提出的校准步骤和共同的参数进行充分的测试，高分辨率宇宙学放大模拟的结果可以是鲁棒的和可重复的。新的代码组被邀请加入这一比较，通过采用共同的初始条件，共同的易于实现的物理包，和建议的校准步骤生成等效模型。对本文所述模拟的进一步分析将在我们的协作组织即将发布的报告中提供。
2021-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Public data release of the FIRE-2 cosmological zoom-in simulations of galaxy formation
我们描述了一个公开的数据发布的FIRE-2宇宙放大模拟的星系形成，可在http：//flathub.flatironinstitute.org/fire，从反馈在现实环境（FIRE）项目。FIRE-2模拟实现了秒差距尺度的分辨率，以明确地模拟多相星际介质，同时实现了恒星演化和反馈的直接模型，包括恒星风，核心坍缩和Ia超新星，辐射压力，光电离和光电加热。我们从3套模拟中发布完整的快照。第一个包括20个模拟，放大14个银河系质量星系，5个SMC/LMC质量星系和4个较低质量星系，包括1个超暗星系;我们在z = 0 - 10范围内发布了39个快照。第二个由4个大质量星系组成，有19个z = 1 - 10的快照。最后，一个高红移套件包括22个模拟，其中11个快照跨越z = 5 - 10。每个模拟还包括几十个分辨率较低的质量（卫星）星系在其放大区域。快照包括所有暗物质、气体和恒星粒子的所有存储属性，包括恒星和气体的11种元素丰度，以及恒星粒子的形成时间（年龄）。我们还发布伴随的（子）晕目录，其中包括星系属性和成员星粒子。对于z = 0的模拟，包括所有银河系质量的星系，我们发布了所有恒星粒子的形成坐标和“非原位”标志，指针跟踪粒子的快照，恒星流目录和多极基扩展晕质量分布。我们描述了公开可用的python包，用于阅读和分析这些模拟。
2023-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zooming in on the Circumgalactic Medium with GIBLE: the Topology and Draping of Magnetic Fields around Cold Clouds
研究利用类似银河系的宇宙学放大模拟，量化了环星系介质中冷云周围磁场的拓扑结构，发现磁力线构型多样且强覆盖罕见，云性质与界面磁场拓扑显著相关。
2024-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
COZMIC. III. Cosmological Zoom-in Simulations of Self-interacting Dark Matter with Suppressed Initial Conditions
本研究通过COZMIC第三批8个宇宙学zoom-in模拟，检验线性功率谱抑制与速度依赖SIDM对低质量晕核心坍缩及小尺度结构的联合影响。
2025-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological zoom-in perturbation theory as a consistent beyond point-particle approximation framework
Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（宇宙学与引力研究所，朴茨茅斯大学）；Department of Physics, University of the Western Cape（物理系，西开普大学）；Hierarchical Intelligence Lab, Divine Estate, Charlesco Phase 2, Warri , Delta State, Nigeria（层级智能实验室，Divine Estate, Charlesco Phase 2, Warri, 德尔塔州, 尼日利亚）
本文提出一种多尺度框架，通过分解时空为层级区域解决广义相对论中测地线流动失效的问题，为宇宙放大模拟提供理论基础，并展示几何反作用自然产生平坦星系旋转曲线。
2026-04-15 astro-ph.CO gr-qc
Milky Way-est: Cosmological Zoom-in Simulations with Large Magellanic Cloud and Gaia-Sausage-Enceladus Analogs
本文构建 20 个同时含 LMC 与 GSE 类并合事件的类银河系冷暗物质放大模拟，发现 LMC 显著增加并各向异性化子晕分布，而 GSE 对现今子晕贡献有限。
2024-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Missing Baryon Problem via Cosmological Zoom-in Simulations
本研究在计算语境下探究缺失重子问题，介绍相关模拟代码与分析工具，通过生成合成类星体吸收光谱验证了trident与ChaNGa的兼容性，为后续利用模拟分析星系周介质提供概念验证。
2023-07-19 astro-ph.CO
Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations
我们提出了一个详细的比较数值宇宙学流体动力学变焦模拟和半解析模型（SAM）内的合并树从模拟中提取。高分辨率模拟代表了48个个体晕，维里质量范围为2.4*10^11M_sun < M_Halo < 3.3*10^13M_sun。它们包括辐射H & He冷却，光电离，恒星形成和热SN反馈。我们比较了不同的SAM版本，包括只有这个补充的物理过程，也包括超新星驱动的风，金属冷却，和AGN的反馈。我们的分析集中在星系中重子含量的宇宙演化及其划分为各种成分（恒星，冷气体和热气体）。无论是SAM和模拟相比，晕质量和恒星质量之间的观测关系，恒星质量和恒星形成率之间，在低和高红移。模拟结果表明，恒星形成效率比SAM高得多（大约是SAM的十倍）。因此，在模拟中，冷气体消耗得更快，恒星形成得更早。此外，模拟显示了恒星质量增长之间的过渡，主要是通过恒星的原位形成的增长，主要是通过吸积形成的恒星在外部星系。在SAM中，恒星生长总是由原位恒星形成主导。此外，SAM高估了整体气体吸积率相对于模拟，高估了“热”相对于“冷”吸积的分数。我们讨论了这些差异的原因，并确定了我们的SAM中缺少的几个物理过程。我们还强调了在这里研究的模拟中被忽略的物理过程，但这似乎是至关重要的，以了解真实星系的属性。
2011-10-06 astro-ph.CO
The effect of metal enrichment and galactic winds on galaxy formation in cosmological zoom simulations
我们研究了金属冷却和星系恒星风对单个星系宇宙学形成的差异效应，并对质量范围为10^11<M_halo<10^13M_sun的45个晕进行了三组宇宙学、流体动力学变焦模拟。包括星系风和金属冷却的模型（i）在z>1时抑制早期恒星形成，并预测合理的恒星形成历史，（ii）产生具有高冷气体分数的星系（30- 60%）在高红移，（iii）显着降低星系形成的效率晕（M_halo<10^12M_sun）的观测结果与丰度匹配的约束一致，（iv）在z~2处，观测到的Tully-Fisher关系符合高红移星系的圆速度约减，以及（v）在高红移时，低质量星系（M_stellar<3 × 10^10M_sun）的尺寸显著增大，导致了较弱的尺寸演化--这一趋势与观测结果一致。然而，大质量星系的低红移（z<0.5）恒星形成率高于观测值（高达10倍）。没有一个模型能同时预测低质量星系和高质量星系的尺度演化。由于在风模型中恒星形成的延迟开始，气体和恒星的金属富集被延迟，并与观测约束很好地吻合。金属冷却和恒星风都被发现增加原位形成的吸积恒星的比例-耗散与无耗散组装的相对重要性。对于质量低于~ 10^12 M_sun的晕，这主要是由较少的恒星吸积造成的，与半解析模型的预测结果相当，但与丰度匹配模型仍有差异。对于更高的质量，原位恒星的比例是过度预测，由于不切实际的高恒星形成率在低红移。
2013-09-20 astro-ph.CO
Deep zoom-in simulation of a fuzzy dark matter galactic halo
由超轻玻色粒子构成的模糊暗物质（FDM）是冷暗物质（CDM）的一种可行的替代物，它在坍缩结构中具有清晰可区分的小尺度特征。在大尺度上，它的行为类似于CDM，只在初始功率谱中偏离一个截止值，可以使用N体方法进行研究。相反，德布罗意尺度附近的波干涉效应导致FDM特有的新现象。在暗条和晕中的干涉模产生随机振荡的颗粒结构，在晕形成过程中该颗粒结构凝聚成孤子核。研究这些高度非线性的波动现象需要空间分辨的薛定谔方程的数值积分。在以前的论文中，我们介绍了一种混合放大方案，该方案结合了N体方法来模拟周围的大尺度引力势和预选晕上的质量吸积，并模拟薛定谔-泊松方程来捕获这些晕内的波动效应。在这项工作中，我们提出了一个新的，大大改善了重建方法的波函数内部的先前崩溃的结构。我们展示了它的能力，一个深入的放大模拟一个充分研究的亚$L_\ast$大小的星系晕从宇宙学的初始条件。在（$60$ h ${^{-1}}$共动Mpc）${}^{3}$宇宙盒中，粒子质量为$m = 2.5\times 10^{-22}\,$ eV，晕质量为$M_{\text{vir}}=1.7\times 10^{11}\,M_{\odot}$，有效分辨率为20共动pc.这推动了$m$和$M$的值接近模拟显着的FDM质量的允许范围内研究星系演化的相关。
2021-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Zooming in on the Circumgalactic Medium with GIBLE: Tracing the Origin and Evolution of Cold Clouds
利用GIBLE宇宙学放大模拟，揭示CGM冷云团主要源自近期星系流出和热相冷凝，云团间动力学与磁张力影响其演化，需高分辨率模拟捕捉。
2024-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
COZMIC. I. Cosmological Zoom-in Simulations with Initial Conditions Beyond Cold Dark Matter
University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of Southern California（南加州大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
COZMIC通过72个超越CDM的宇宙学暗物质放大模拟，研究WDM、FDM和IDM对子晕质量函数的抑制，并利用银河系卫星给出新的暗物质参数约束。
2026-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Zoom-In Simulations of Milky Way Host Mass Dark Matter Halos with a Blue-Tilted Primordial Power Spectrum
The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；Leiden University（莱顿大学）
研究用高分辨率宇宙学放大纯暗物质模拟，探讨蓝倾斜原初功率谱对银河系宿主质量晕暗物质子结构的影响，发现其能增强子晕质量和V_max函数，提高缩放累积子结构分数及中心密度，并经高分辨率模拟验证。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
COZMIC. II. Cosmological Zoom-in Simulations with Fractional non-CDM Initial Conditions
University of Southern California（南加州大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）
本研究通过COZMIC的24个f-NCDM宇宙学暗物质zoom-in模拟，建模子晕质量函数并结合银河系卫星星系数据，对部分非冷暗物质和WDM-CDM混合模型给出新约束。
2026-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
GenetIC -- a new initial conditions generator to support genetically modified zoom simulations
我们提出了genetIC，一个新的代码生成宇宙学N体模拟的初始条件。该代码允许对模拟的任意区域进行精确的用户指定的更改（同时保持与统计集合的一致性）。这些“基因修饰”允许例如改变目标晕的历史、质量或环境，以研究对它们进化的影响。该代码原生地支持具有嵌套缩放区域的初始条件，分辨率逐渐增加。在高分辨率区域的修改必须传播到较低分辨率的网格自我一致，使这一点，同时保持一个小的内存占用，我们引入了傅立叶空间滤波方法来生成字段在可变分辨率。由于与修改的密切对应，约束初始条件也可以由genetIC产生（例如，为了匹配局部宇宙中的结构）。我们测试缩放初始条件内进行的修改的准确性。该代码达到了百分之几的精度，这是很容易足够的星系形成目前的应用。
2020-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Cutting with precision -- Leveraging Collapse Volumes to generate the next generation of zoom-in initial conditions
Ludwig-Maximilians Universität（路德维希-马克西米利安大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Univ. Lille, CNRS, Centrale Lille, UMR 9189 CRIStAL（里尔大学、法国国家科学研究中心、里尔中央理工学院）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）
提出一种构建分层放大模拟初始条件稳定边界的新方法，应用于SLOW约束模拟中的星系团，生成无污染、半径超过6倍维里半径的纯净区域，为高分辨率星系团模拟奠定基础。
2026-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AGORA High-resolution Galaxy Simulations Comparison Project IV: Halo and Galaxy Mass Assembly in a Cosmological Zoom-in Simulation at $z\le2$
本研究比较八个流体动力学代码的宇宙学 zoom-in 模拟，分析银河系质量星系在 $z\le2$ 的暗物质晕与星系质量增长，发现代码间差异源于引力求解器时间步长参数和早期恒星反馈，并公开数据。
2024-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
UniverseMachine: Predicting Galaxy Star Formation over Seven Decades of Halo Mass with Zoom-in Simulations
我们应用经验星系晕连接模型UniverseMachine的暗物质只放大模拟孤立的银河系（MW）的质量晕随着他们的父宇宙学模拟。这个应用程序扩展\textsc{UniverseMachine}预测到超微弱矮星系制度（$ 10^{2}\,\mathrm{M_{\odot}} \leqslant M_{\ast} \leqslant 10^{5}\,\mathrm{M_{\odot}}$），并产生一个良好的解决恒星质量晕质量（SMHM）的关系在峰值晕质量范围$10^8\,\mathrm{M_{\odot}}$ $10^{15}\,\mathrm{M_{\odot}}$。放大模拟提供的广泛的动态范围使我们能够评估\textsc{UniverseMachine}预测的矮星系演化的具体方面。特别是，虽然UniverseMachine不受约束的矮星系与$M_* \lesssim 10^{8}\,\mathrm{M_{\odot}}$，我们预测的SMHM关系是一致的推断MW卫星星系在$z=0$使用丰度匹配。然而，宇宙机器预测，几乎所有的星系都在$M_{\ast}\sim 10^{7}\,\mathrm{M_{\odot}}$以下活跃地形成恒星，这些系统通常在$z\lesssim 4$形成超过一半的恒星，这与有利于早期淬灭的本星系群矮星系的恒星形成历史不一致。这表明目前的宇宙机器模型并没有完全捕捉到…
2021-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pushing down the low-mass halo concentration frontier with the Lomonosov cosmological simulations
我们介绍了罗蒙诺索夫套件的高分辨率N体宇宙学模拟，涵盖了一个完整的盒子大小为32 $h^{-1}$ Mpc与低质量分辨率粒子（$2\times10^7$ $h^{-1}\,M_\odot$）和三个放大模拟过密，欠密和平均密度区域在更高的粒子分辨率（$4\times10^4$ $h^{-1}\,M_\odot$）。这个模拟套件的主要目的是将暗物质晕的浓度-质量关系扩展到大型宇宙学模拟中通常可用的质量以下。三个不同的密度区域可在更高的分辨率提供了一个更好的了解当地环境对晕浓度的影响，已知是潜在的重要的小模拟箱和小晕群众。然而，我们发现的校正是小的相比，晕浓度的分散。我们的结论是，变焦模拟，尽管其有限的宇宙体积的代表性，可以有效地用于测量晕浓度至少在晕质量探测我们的模拟。在任何情况下，在对这种效应进行精确表征之后，我们开发了一种强大的技术，可以将变焦模拟中发现的浓度值外推到更大的体积，具有更高的准确性。总之，罗蒙诺索夫提供了一个测量晕质量范围$10^7-10^{10}$ $h^{-1}\,M_\odot$的浓度-质量关系的极好的晕统计。这项工作代表了测量晕浓度的第一个重要步骤，但在中间，尚未广泛探索晕质量尺度，下降到最小的。所有罗蒙诺索夫的数据和文件都是公开的，供社区使用。
2017-09-06 astro-ph.CO
Quadratic genetic modifications: a streamlined route to cosmological simulations with controlled merger history
最近的工作研究了一个星系的历史和它的可观察到的属性之间的相互作用，使用“基因改造”宇宙学变焦模拟。该方法系统地产生替代的历史晕，同时保持其宇宙学环境固定。迄今为止的应用程序改变了初始条件的线性特性，如指定区域的平均过密度;我们扩展了配方，包括二次功能，如局部方差，这决定了整体的重要性，顺利吸积相对于合并星系的历史。我们引入了一个有效的算法，这类新的修改，并证明了它的能力，以控制一个区域的方差在一维玩具模型。这项工作的成果是双重的：（一）澄清的遗传修饰的配方和（二）二次修改的概念证明，导致即将实施的宇宙学模拟的方式。
2017-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evaluating the flexibility of the MillenniumTNG galaxy formation model with multi-zoom re-simulations
Columbia University（哥伦比亚大学）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯基克科学基金会）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，富尔顿研究所）
研究通过多区域重模拟评估千禧年TNG星系形成模型灵活性，用新方法降低计算成本，测量晕的GSMF和气体分数并训练模拟器，找到一组能较好拟合观测值的参数组合，显示该模型可与强反馈情景一致。
2026-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamic Zoom Simulations: a fast, adaptive algorithm for simulating lightcones
新一代大规模星系调查的出现正在将宇宙学数值模拟推向一个未知的领域。同时要求高分辨率和非常大的体积提出了严重的技术挑战，由于其计算和数据存储的需求。在本文中，我们提出了一种新的方法，称为动态缩放模拟-或DZS -开发来解决这些问题。我们的方法是专为生产光锥输出N体数值模拟，允许更有效的存储和后处理相比，标准的共动快照，更直接地模仿调查数据的格式。在DZS中，模拟的分辨率在光锥表面之外动态地降低，减少了计算工作量，同时保持了光锥和大尺度引力场内部的精度。我们表明，我们的方法可以实现几乎相同的结果，传统的模拟计算成本的一半，我们最大的盒子。我们还预测，对于更大和/或更高分辨率的模拟，这种加速将增加到5倍。我们评估的准确性的数值积分，通过比较对相同的模拟运行和无DZS。光锥晕质量函数、天空投影光锥和3D物质光锥的偏差始终保持在0.1%以下。总之，我们的研究结果表明，DZS技术可能提供一个非常有价值的工具，以解决技术挑战，将支持下一代大规模宇宙学模拟。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
The THESAN-ZOOM project: Star formation efficiency from giant molecular clouds to galactic scale in high-redshift starbursts
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Nanjing University（南京大学）；Tsinghua University（清华大学）；York University（约克大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天体物理研究所）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Institute for Fundamental Physics of the Universe（基础物理宇宙研究所）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；University of Cambridge（剑桥大学）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）
THESAN-ZOOM项目研究高红移星暴中从巨分子云到银河尺度的恒星形成效率，发现GMC表面密度恒定，且反馈和暗物质影响影响恒星形成效率。
2025-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
SIDM Concerto: Compilation and Data Release of Self-interacting Dark Matter Zoom-in Simulations
University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
本文发布SIDM Concerto，即14个CDM与速度依赖SIDM宇宙学放大模拟及公开数据，揭示核心坍缩、子晕质量函数抑制和密度斜率差异，为观测检验SIDM提供基准。
2025-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO project I: Reproducing the inefficiency of galaxy formation across cosmic time with a large sample of cosmological hydrodynamical simulations
我们介绍项目NIHAO（一百天体物理学对象的数值研究），一组100宇宙放大流体动力学模拟使用汽油代码，改进的SPH算法的实现。在我们的研究中的晕范围从矮银河系的质量，并代表合并的历史，浓度和自旋参数的无偏采样。粒子质量和力软化的选择，以解决质量分布在所有质量维里半径的1%以下，确保星系半光半径得到很好的解决。对每个天体采用相同的恒星形成和恒星反馈处理，模拟的星系再现了观测到的星系形成在宇宙时间内的低效率，表现为恒星质量与晕质量的关系，以及恒星形成速率与恒星质量的关系。因此，我们得出结论，恒星反馈是限制质量小于银河系的星系中恒星形成效率所需的主要物理学因素。
2015-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: the impact of baryonic physics
恒星形成和超新星反馈在星系形成中的相互作用是理解星系演化的关键因素。由于这些过程发生在小尺度上，因此有必要建立子网格模型，以恢复宇宙学模拟所达到尺度上的演化和环境效应。我们模拟居住在银河系（MW）大小的晕在宇宙学环境中改变SN反馈和恒星形成的子网格模型相同的螺旋星系。我们测试施密特定律和多自由落体为基础的恒星形成延迟冷却反馈或机械反馈的组合。我们在36 Mpc的放大框中达到35 pc的分辨率。为此，我们使用的代码RAMSES与气体湍流的时间和跟踪恒星形成气体的局部流体动力学特征的实施。最后，我们比较了红移为0的星系与全球和星际介质的观测MW和本地的螺旋星系。模拟结果与观测结果进行了成功的比较。然而，不同的星系形态从不同的数值实现。我们强调的重要性，详细建模的恒星形成和反馈过程，特别是当增加模拟的分辨率。未来的改进可以减轻我们在不同的亚网格模型下模拟星系中表现出的简并性。
2022-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust evolution with MUPPI in cosmological volumes
我们研究了尘埃在宇宙体积中的演化，使用流体动力学模拟，其中尘埃的生产与MUPPI（多相粒子积分器）的恒星形成和反馈的亚分辨率模型相结合。对于后者，我们保留了以前校准的模型设置作为参考，以匹配放大模拟中的银河系类星系的一般属性。然而，我们认为，随着当地的尘埃与气体的比例增加的恒星形成效率将更好地再现所观察到的宇宙恒星形成密度的演变。此外，在低红移的淬火星系的缺乏需要一个更强的作用AGN反馈。我们调整的参数统治直接尘埃生产从演化的恒星和吸积在星际介质中得到的尺度关系，涉及尘埃，恒星质量和金属丰度与观测结果吻合良好。在低质量星系中，吸积过程是低效的。因此，它们在硅酸盐和小颗粒方面比质量更高的颗粒更差。我们合理地再现少数可用的数据在银河系区域外的尘埃的径向分布，支持的假设，尘埃和气体动力学耦合良好，在银河系尺度。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamic Zoom Simulations of structure formation beyond standard cosmology
Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；INFN, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙粒子与宇宙学前沿研究所（WPI））；Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙粒子与宇宙学前沿研究所数据驱动发现中心）
本文提出动态缩放模拟方法，用于超越标准宇宙学的高分辨率大规模模拟，实现高效计算并提升数据解释能力。
2026-07-15 astro-ph.CO
Bimodality of low-redshift circumgalactic O VI in non-equilibrium EAGLE zoom simulations
我们介绍了一系列的20个宇宙学流体动力学模拟Lstar（M_200 =10^11.7 - 10^12.3 Msol）和群大小（M_200 = 10^12.7 - 10^13.3 Msol）晕运行的模型用于EAGLE项目，其中还包括一个非平衡电离和冷却模块，以下136个离子。模拟再现了观测到的相关性，揭示了COS晕在z~0.2，在碰撞参量b < 150 kpc的O VI柱密度和特定的恒星形成率（sSFR=SFR/Mstar）的中央星系在z~0.2。我们发现，在与L型星系有关的晕中，环星系OVI的柱密度最大，因为它们的维里温度接近OVI电离分数的峰值温度（T~10^5.5 K）。更高的群晕维里温度（> 10^6 K）促进氧达到更高的电离态，抑制了O VI柱密度。因此，所观察到的NOVI-sSFR相关性并不意味着因果关系，而是反映了随着晕质量增加而改变的氧的特征电离状态。尽管氧的电离态与质量有关，但在Lstar和群晕中最丰富的环星系氧离子是O VII; O VI在群晕中仅占0.1%，在Lstar中仅占0.9-1.3%。尽管如此，由O VI吸收剂追踪的金属代表了哈勃时间内星系反馈历史的化石记录;它们的特征喷射时期对应于z > 1，并且大部分喷射的金属质量位于星系的维里半径之外。对于L星和星系群，更多的氧气产生和释放的恒星驻留在环星系介质（维里半径的两倍内）比在恒星和ISM的星系。
2016-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AGORA High-Resolution Galaxy Simulations Comparison Project VII: Satellite quenching in zoom-in simulation of a Milky Way-mass halo
本研究利用AGORA CosmoRun多代码模拟套件，分析同一银河系质量暗晕中卫星星系的熄灭，发现熄灭比例与SAGA巡天一致，且所有代码均确认断供和冲压剥离为主导机制，但效率对超新星反馈和流体动力学方法敏感。
2025-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
StePS: A Multi-GPU Cosmological N-body Code for Compactified Simulations
我们提出了多GPU实现的STEPS（立体投影宇宙学模拟）算法与MPI-OpenMP-CUDA混合并行化和接近理想的横向扩展到多个计算节点。我们的新的放大宇宙学直接N体模拟方法模拟无限的宇宙，具有前所未有的动态范围为一定数量的内存，与传统的周期性模拟相比，其基本的几何形状和拓扑结构相匹配的观测。通过使用球形几何结构而不是周期性边界条件，并随着半径逐渐降低质量分辨率，我们的代码能够在四天内在三个计算节点上运行直径为几千兆秒差距的模拟，每个节点具有四个GTX 1080 Ti GPU，中心质量分辨率为$\sim 10^{9}M_{\odot}$。该代码还可以用于运行非常快速的模拟，具有合理的分辨率，以拟合宇宙学参数。这些模拟对于大型调查的预测需求是有用的。StepPS代码可供研究社区公开使用。
2019-03-21 astro-ph.CO
The formation of disc galaxies in high resolution moving-mesh cosmological simulations
我们目前的宇宙学流体动力学模拟八个银河系大小的晕，以前研究的暗物质只有在宝瓶座项目。第一次，我们采用移动网格代码AREPO变焦模拟结合一个全面的模型为大0宇宙学模拟设计的星系形成物理。我们的模拟形式在大多数的八个晕强烈盘主导的系统与现实的旋转曲线，接近指数表面密度分布，恒星质量晕质量比，符合预期的丰度匹配技术，和星系的大小和年龄符合预期的大型星系调查在本地宇宙。在我们的模拟中，没有任何暗物质核心形成的证据，即使如此，它们包括由超新星驱动的风和黑洞类星体反馈的重复重子外流。对于我们的一个晕，即最近“Aquila”代码比较项目中研究的物体，我们用我们的技术进行了分辨率研究，涵盖质量分辨率为64的动态范围。在我们的反馈参数没有任何变化的情况下，最终的星系属性是令人放心的相似，与该领域中使用的其他建模技术相比，这些技术本质上取决于分辨率。在我们的星际介质处理的背景下，在生产现实的盘星系的成功达到，而不诉诸于一个高密度的恒星形成阈值，低恒星形成效率，或早期恒星反馈，其他最近的数值研究被认为是至关重要的因素盘形成。
2013-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wandering intermediate-mass black holes in Milky Way-mass galaxies in cosmological simulations: myth or reality?
本研究通过对比不同宇宙学模拟及高分辨率GigaEris模拟，评估了利用模拟识别和量化银河系大小星系中游荡中等质量黑洞的可靠性，发现不同方法得出的数量虽一致但成因与演化存疑，质疑了现有模拟指导观测的能力。
2025-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse gas properties and stellar metallicities in cosmological simulations of disc galaxy formation
我们分析了环星系介质的属性和金属含量的恒星，包括中央星系在8个流体动力学“放大”模拟盘星系形成。我们使用这些属性作为基准，我们的星系形成物理模型中实现的移动网格代码AREPO，成功地形成相当现实的晚型螺旋在一组“宝瓶座”初始条件的银河系大小的晕。银河风显著影响环银河介质的形态，并导致重元素分布的双极特征。它们还通过提供维持辐射损失的能量输入来影响环银河系气体的热力学性质。虽然有相当一部分重元素从中央星系转移到晕中，甚至超过维里半径，但恒星仍保留了足够的金属，使其金属丰度分布在大约$Z_{\odot}$处达到峰值。我们所有的默认运行都高估了恒星[O/Fe]比，我们证明这种影响可以通过增加采用的SN类型Ia速率来纠正。然而，这些模型很难产生与在银河系中观察到的相同强度的恒星金属丰度梯度。
2014-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sub-parsec resolution cosmological simulations of star-forming clumps at high redshift with feedback of individual stars
我们介绍了一套新的放大宇宙学模拟亚pc分辨率，旨在模拟极其微弱，高度放大的恒星形成恒星团，在z=6.14检测到由于引力透镜。模拟包括来自单个大质量恒星（在超新星爆发前和超新星阶段）的反馈，这些反馈是通过对恒星初始质量函数的随机直接采样产生的。我们采用了一种改进的“延迟冷却”反馈方案，专门用于防止由非常致密的气体（n~10^3-10^5 cm^{-3}）中的单个恒星注入的能量的人为辐射损失。恒星形成点燃点的最大密度为10^5 cm^{-3}量级，引力压力P/k>10^7 K/cm ^3，这与致密恒星聚集体形成的局部湍流区的值相对应。z=6.14时的恒星总质量为3.4x10^7 M_sun，与观测到的恒星质量相吻合。最大质量的团块质量约为10^6太阳质量，半质量大小约为100 pc。这些尺寸比观测到的要大，包括其他透镜高红移团块的样本，意味着平均密度比观测到的低一个数量级。在大小质量平面中，我们的团块填充的序列是观察到的高红移团块和本地dSph星系之间的中间。
2022-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ginnungagap -- a massively parallel cosmological initial conditions generator
AstroSpace Centre of P.N. Lebedev Physical Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院P.N.列别杰夫物理研究所太空中心）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
Ginnungagap 是一个用于生成大规模宇宙模拟初始条件的开源并行代码，支持多种分辨率和模拟类型，提供灵活的工具集和测试结果。
2026-02-16 astro-ph.CO astro-ph.IM
Low-Redshift Lyman Limit Systems as Diagnostics of Cosmological Inflows and Outflows
我们使用宇宙学流体动力学模拟与恒星反馈的FIRE项目研究的物理性质的莱曼极限系统（LLS）在z<1。在这些低的红移，LLS与星系周围的致密气体结构密切相关，例如星系风，矮卫星和来自星系际介质的冷流入。我们的分析是基于14个放大模拟，覆盖了z=0时晕质量范围M_h~10^9-10^13 Msun，我们将其与暗物质晕质量函数卷积以产生宇宙学统计。我们发现，大多数宇宙学选择的LLS与质量范围为10^10 <Mh < 10^12 Msun的晕相关联。柱10^16.2 < N_HI < 2x10^20 cm^-2的模拟吸收体的入射和HI柱密度分布与观测结果一致。高速外流（径向速度超过晕圈速度的2倍以上）往往具有较高的金属丰度（[X/H] ~ -0.5），而金属丰度非常低（[X/H] < -2）的LLS通常与星系际介质的气体下落有关。然而，大多数LLS占据金属丰度-径向速度空间的中间区域，其中金属丰度和径向运动学之间没有明显的趋势。在FIRE模拟中，由于星系风在低红移时回落到星系中，因此出现了富含金属的流入。总体模拟LLS金属丰度分布的平均值（标准差）[X/H] = -0.9（0.4），没有显示双峰性的显著证据，这与最近的观测研究相反，但与具有广泛质量和金属丰度的晕产生的LLS一致。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
From EMBER to FIRE: predicting high resolution baryon fields from dark matter simulations with Deep Learning
流体动力学模拟提供了一个强大的，但计算昂贵的方法来研究宇宙结构形成中的暗物质和重子的相互作用。在这里，我们介绍了模拟重子富集（EMBER）深度学习框架，以基于仅暗物质模拟来预测重子场，从而降低计算成本。EMBER包括两个网络架构，U-Net和Wasserstein生成对抗网络（WGANs），用于预测来自暗物质场的二维气体和HI密度。我们将条件WGAN设计为随机仿真器，以便可以从相同的暗物质输入中采样多个目标场。对于训练，我们结合了宇宙体积和放大流体动力学模拟从现实环境中的反馈（火）项目，以代表一个大范围的尺度。我们的基准WGAN模型再现的气体和HI功率谱在10%的精度下降到~10千秒差距尺度。此外，我们调查的能力，EMBER预测高分辨率重子场从低分辨率暗物质输入通过上采样技术。作为一个实际的应用，我们使用这种方法来模拟高分辨率HI地图的暗物质模拟的L=100 Mpc/h的共动宇宙盒。暗物质晕的气体含量和由EMBER预测的HI柱密度分布与大体积宇宙学模拟和丰度匹配模型的结果符合得很好。我们的方法提供了一个计算效率高，随机模拟器，用于增强暗物质只有物理上一致的重子场的地图模拟。
2022-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical simulations of bar formation in the Local Group
超过50%的大质量盘状星系都有旋转的恒星棒。它们的形成和动力学已被广泛研究的数值和观测。虽然$Λ$ CDM宇宙学框架中的数值模拟预测了这种恒星成分的形成，但理论和观测结果之间似乎存在张力。模拟的条纹通常尺寸较大，并且具有比观察到的条纹更慢的图案速度。我们研究了棒星系的形成和演化，使用两个$Λ$ CDM放大的流体动力学模拟的CLUES项目，遵循宇宙学的本星系团样体积的演变。我们发现，我们的模拟酒吧，在$z = 0$，都是较短和较快的旋转比以前的宇宙学模拟研究中发现的缓解上述紧张局势。这些条与观察到的条长度分布的短尾端相匹配。与以前的数值计算结果一致，我们发现酒吧的形式在这些系统中，光盘的自引力是占主导地位的暗物质晕，使他们对酒吧的形成不稳定。我们的酒吧在过去的3-4 Gyr发展，直到他们达到目前的长度和强度;随着酒吧的增长，他们的长度增加，而他们的旋转速度下降。尽管这种减速，在红移$z = 0$，它们的旋转速度和大小与观测数据吻合得很好。
2022-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-consistent proto-globular cluster formation in cosmological simulations of high-redshift galaxies
我们报告了在FIRE项目中z>5星系的高分辨率宇宙学放大模拟样本中束缚星团的形成。我们发现，束缚星系团优先在气体表面密度超过10^4 Msun pc^-2的高压云中形成，在那里，云尺度的恒星形成效率接近1，在这些区域诞生的年轻恒星在诞生时受到引力束缚。这些高压云被反馈驱动的风和/或高度富含气体的湍流环境中较小云/气流的碰撞压缩。新形成的团簇遵循幂律质量函数dN/dM~M^-2。在恒星质量为10^7-10^10兆太阳的星系中，团簇形成的效率在z>5时是相似的。星团恒星的年龄分布通常是几百万年，并随着星团质量的增加而增加。在[Z/H]上，团簇成员的金属丰度离散度约为0.08 dex，对团簇质量的依赖性不明显。我们的发现支持了这样一种假设，即现今的古老球状星团（GC）是在高红移星系中相对正常的恒星形成过程中形成的。用更严格/更宽松的恒星形成模型进行模拟，形成了一个因子，即每形成一个恒星质量，就会有更多/更少的束缚星团，而质量函数的形状不变。在模拟中，较低的局部恒星形成效率会在束缚星团中形成更多的恒星。由于有限的分辨率，模拟的集群比观察到的GC大。我们的模拟是第一个宇宙学模拟，在广泛的高红移星系中形成自洽的束缚星系团。
2020-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Argo Simulation: I. Quenching of Massive Galaxies at High Redshift as a Result of Cosmological Starvation
观测结果显示，高红移星系普遍存在，它们具有大的恒星质量和主要的被动恒星星族。已经提出了各种各样的过程，可以减少这样的星系中的恒星形成的观测水平，包括类星体模式反馈，维里冲击加热，或由恒星反馈驱动的星系风。然而，主要的淬火机制尚未确定。在这里，我们研究的起源恒星形成淬火使用Argo，宇宙学的，流体动力学放大模拟，以下的大质量星系在$z\geq{}2$的演变。该模拟采用了与厄里斯模拟相同的亚网格配方，这些配方已被证明可以形成真实的盘状星系，并且在一个版本中，还采用了与厄里斯相同的质量和空间分辨率。由此产生的星系的性质与观测到的大质量（M_* ~ 1 e11 M_sun）星系在z~2处的性质一致，并与丰度预测相匹配。我们的模型不包括活动星系核的反馈，这表明超大质量黑洞在确定高z质量星系的质量和大小方面可能起着次要的作用。模拟星系的比星形成率（sSFR）与观测到的M * - sSFR关系在早期是一致的。这一平稳的恒星质量增长时期在z=3.5时突然停止，此时sSFR在几百万年内下降了几乎一个数量级。这种抑制是由一个平稳和随后的减少冷气体吸积率到星系，而不是反馈过程。这种“宇宙饥饿”发生在母暗物质晕从快速坍缩模式切换到缓慢吸积模式时。额外的机制，例如可能来自活动星系核的射电模式反馈，需要熄灭星系中任何剩余的恒星形成，并保持低sSFR直到现在。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity dispersion of the brightest cluster galaxies in cosmological simulations
使用DIANOGA流体动力学放大模拟集的星系团，我们分析了动力学跟踪的恒星属于Brilliant星团星系团（BCGs）和他们周围的扩散组件，形成集群内的光（ICL），并比较它的动力学跟踪的暗物质和模拟中确定的星系。我们计算了BCG和星团速度色散与其相应质量之间的标度关系（即$M_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_\mathrm{BCG}^{\star}$，$M_{200}$ - $σ_{200}$，$M_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $M_{200}$，$σ_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_{200}$），发现与观测结果基本一致.我们的模拟还预测$σ_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_{200}$关系不会显著改变到红移$z=1$，这与BCG恒星质量在后期相对缓慢的吸积一致。我们分析的速度色散配置文件的主要特点，跟踪恒星，暗物质，和星系。因此，我们讨论了观察到的恒星速度色散分布在内部集群区域是非常符合模拟。我们还报告说，从模拟的BCG速度色散曲线的斜率与观测中测得的一致，证实了恒星速度色散斜率和星团速度色散（因此，星团质量）之间存在着强大的相关性，前者是在$0.1 R_{500}$内计算的。我们的研究结果表明，模拟可以正确地描述BCGs及其周围的恒星包络的动力学，由过去的恒星形成和宇宙中最大的星系组装的历…
2021-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The emergence of dwarf galaxy scaling relations from cosmological radiation-hydrodynamics simulations
本文提出包含15个矮星系的EDGE宇宙学辐射流体动力学缩放模拟，发现辐射反馈会减弱星系外流，但除恒星质量-金属丰度关系外，多数矮星系标度关系在有无辐射反馈下均能正确涌现。
2025-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Difficulty of Getting High Escape Fractions of Ionizing Photons from High-redshift Galaxies: a View from the FIRE Cosmological Simulations
本文介绍了FIRE（Feedback In Realistic Environment）计划中的一系列高分辨率（20-2000 Msun，0.1-4 pc）z6宇宙学放大模拟。这些模拟涵盖了晕质量10^9-10^11 Msun，静止帧紫外星等Muv = -9到-19。这些模拟包括多相ISM，恒星形成和恒星反馈的显式模型，在z = 0-6产生合理的星系属性。我们用辐射转移程序对快照进行后处理，计算氢电离光子的逃逸分数。我们发现瞬时fesc有很大的时间变异性（0.01%-20%），而在长时间尺度上的时间平均fesc通常保持在5%左右，比许多再电离模型的估计值要低得多。我们没有发现fesc对星系质量或红移有很强的依赖性。在我们的模拟中，内在电离光子预算主要由年龄小于300万年的恒星星族决定，它们往往被埋在密集的诞生云中。逃逸的光子主要来自于300万到1000万年之间的种群，它们的诞生云已经被恒星反馈清除了很大一部分。然而，根据标准的恒星星族模型，这些人口只贡献了一小部分的固有电离光子预算。我们表明，fesc可以提高到高值，如果年龄超过3百万年的恒星星族产生更多的电离光子比标准的恒星星族模型（如动机，例如，模型，包括二进制）。相比之下，具有观测所建议的速度的逃逸恒星只能使fesc增加一小部分。我们发现，“亚网格”恒星形成模型不能明确地解释n >> 1 cm^-3的致密云中的恒星形成，这将大…
2015-08-15 astro-ph.CO 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
Overview and public data release of the augmented Auriga Project: cosmological simulations of dwarf and Milky Way-mass galaxies
本文发布了增强版 Auriga 宇宙学模拟的公开数据，涵盖 40 个银河系质量与 26 个矮星系质量暗晕，并验证了其对 Tully-Fisher 关系等观测标度关系的良好再现，同时展示了气体盘运动学演化分析的应用。
2024-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
OpenGadget3 GPU solver tests
INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, The University of Chicago（芝加哥大学天体物理学系）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；ICSC - Italian Research Center on High Performance Computing, Big Data and Quantum Computing（意大利高性能计算、大数据和量子计算研究中心）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；Intel Technology India Private Ltd（英特尔技术印度私人有限公司）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Augusto Righi", Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学奥古斯托·里吉物理与天文系）
评估GPU移植N体代码在宇宙学流体动力学模拟中的可扩展性和准确性，测试显示GPU实现与CPU版本结果高度一致，芯片间加速比约为2-5倍。
2026-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Terapixel imaging of cosmological simulations
宇宙学模拟规模的不断扩大导致了对新的可视化技术的需求。我们专注于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟运行的GADGET代码和描述的方法，可视化访问整个模拟在全分辨率。模拟快照在超级计算机上光栅化并处理成图像，可以通过Web界面（GigaPan）访问。这使得任何科学家都可以通过网络浏览器在空间和时间维度上交互式地探索模拟数据集，这些数据集的原始格式可以是数百TB或更多。我们提出了两个例子，第一个静态terapixel图像的MassiveBlack模拟，一个P-GADGET SPH模拟与65亿个粒子，第二个交互式缩放动画的不同模拟超过一千帧，每个千兆像素的大小。两者都可通过GigaPan网络界面供公众访问。我们还公开提供我们的成像软件。
2011-07-06 astro-ph.CO
