模拟星系团中核的起源

(节选) 团簇内介质的热状态是气体冷却与加热之间竞争的结果。加热来自两个不同的源：暗物质晕坍缩产生的引力加热，以及星系/黑洞形成产生的热输入。然而，一个长期存在的问题是，基于光滑粒子流体动力学(SPH)和欧拉网格码的宇宙学模拟即使在关闭冷却和星系/黑洞加热时也会预测出不同的结果。SPH模拟中形成的星系团显示出接近幂律的熵分布，而网格模拟中形成的星系团则发展出一个核，并且不允许气体达到如此低的熵。由于冷却速率与气体的最小熵密切相关，这些差异具有潜在的至关重要的作用。在本文中，我们研究了这种差异的起源。通过比较使用 GADGET-2 SPH 码和 FLASH 自适应欧拉网格码运行的模拟，我们表明这种差异是在两个星系团的理想化并合过程中产生的。这种差异对我们的模拟分辨率不敏感，也不是由于引力求解器的差异、网格码的伽利略非不变性或 SPH 码中不合适的人工黏性造成的。相反，我们发现这种差异是涡旋和流体不稳定性处理方式所固有的。这些在 SPH 模拟中受到抑制，而在网格模拟中，星系团并合产生了强烈的涡旋，有效地混合了流体并消除了低熵气体。因此，SPH 模拟中的粒子与其初始熵保持着密切的联系，而在网格模拟中这种联系要弱得多。我们讨论了这些结果潜在的深远影响。