We develop an efficient method of studying the effects of reionization history on the temperature-density relation of the intergalactic medium in the low-density limit (overdensity δ≾5). It is applied to the study of photo-reionization models in which the amplitude, spectrum and onset epoch of the ionizing flux, as well as the cosmology, are systematically varied. We find that the mean temperature-density relation at z = 2−4 is well approximated by a power-law equation of state for uniform reionization models. We derive analytical expressions for its evolution and exhibit its asymptotic behaviour: it is found that for sufficiently early reionization, imprints of reionization history prior to z∼10 on the temperature-density relation are washed out. In this limit the temperature at the cosmic mean density is proportional to . While the amplitude of the radiation flux at the ionizing frequency of H i is found to have a negligible effect on the temperature-density relation as long as the universe reionizes before z∼5, the spectrum can change the overall temperature by about 20 per cent, through variations in the abundances of helium species. However, the slope of the mean equation of state is found to lie within a narrow range for all reionization models we study, where reionization takes place before z∼5. We discuss the implications of these findings for the observational properties of the Lyα forest. In particular, uncertainties in the temperature of the intergalactic medium, arising from the uncertain reionization history of our Universe, introduce a 30 per cent scaling in the amplitude of the column density distribution while the slope of the distribution is only affected by about 7 per cent. Finally, we discuss how a fluctuating ioiuzing field affects the above results. We argue that under certain conditions, the loss of memory of reionization history implies that at late times, the temperature-density relation of a gas in a fluctuating ionizing background can be approximated by one that results from a uniform radiation field, provided the universe reionizes sufficiently early.

We simulate a plausible cosmological model in considerable physical and numerical detail through the successive phases of reheating (at 10 ≲ z ≲ 20) and reionization at z ≈ 7. We assume an efficiency of high-mass star formation appropriate to leave the universe, after it becomes transparent, with an ionizing background J21 ≈ 0.4 (at z = 4), near (and perhaps slightly below) the observed value. Since the same stars produce the ionizing radiation and the first generation of heavy elements, a mean metallicity of ⟨Z/Z☉⟩ ~ 1/200 is produced in this early phase, but there is a large variation about this mean, with the high density regions having Z/Z☉ ≈ 1/30 and the low density regions (or the Lyα forest with NH I ≲ 1013.5 cm2) having essentially no metals.

We have simulated the formation of an X-ray cluster in a cold dark matter universe using 12 different codes. The codes span the range of numerical techniques and implementations currently in use, including smoothed particle hydrodynamics (SPH) and grid methods with fixed, deformable, or multilevel meshes. The goal of this comparison is to assess the reliability of cosmological gasdynamical simulations of clusters in the simplest astrophysically relevant case, that in which the gas is assumed to be nonradiative. We compare images of the cluster at different epochs, global properties such as mass, temperature and X-ray luminosity, and radial profiles of various dynamical and thermodynamical quantities. On the whole, the agreement among the various simulations is gratifying, although a number of discrepancies exist. Agreement is best for properties of the dark matter and worst for the total X-ray luminosity. Even in this case, simulations that adequately resolve the core radius of the gas distribution predict total X-ray luminosities that agree to within a factor of 2. Other quantities are reproduced to much higher accuracy. For example, the temperature and gas mass fraction within the virial radius agree to within about 10%, and the ratio of specific dark matter kinetic to gas thermal energies agree to within about 5%. Various factors, including differences in the internal timing of the simulations, contribute to the spread in calculated cluster properties. Based on the overall consistency of results, we discuss a number of general properties of the cluster we have modeled.

We investigate the momentum and energy budget of stellar feedback during different stages of stellar evolution, and study its impact on the interstellar medium (ISM) using simulations of local star-forming regions and galactic disks at the resolution affordable in modern cosmological zoom-in simulations. In particular, we present a novel subgrid model for the momentum injection due to radiation pressure and stellar winds from massive stars during early, pre-supernova (pre-SN) evolutionary stages of young star clusters. Early injection of momentum acts to clear out dense gas in star-forming regions, hence limiting star formation. The reduced gas density mitigates radiative losses of thermal feedback energy from subsequent SN explosions. The detailed impact of stellar feedback depends sensitively on the implementation and choice of parameters. Somewhat encouragingly, we find that implementations in which feedback is efficient lead to approximate self-regulation of the global star formation efficiency. We compare simulation results using our feedback implementation to other phenomenological feedback methods, where thermal feedback energy is allowed to dissipate over timescales longer than the formal gas cooling time. We find that simulations with maximal momentum injection suppress star formation to a similar degree as is found in simulations adopting adiabatic thermal feedback. However, different feedback schemes are found to produce significant differences in the density and thermodynamic structure of the ISM, and are hence expected to have a qualitatively different impact on galaxy evolution.

Recent observations indicate that star formation occurs only in the molecular phase of a galaxy's interstellar medium. A realistic treatment of star formation in simulations and analytic models of galaxies therefore requires that one determine where the transition from the atomic to molecular gas occurs. In this paper, we compare two methods for making this determination in cosmological simulations where the internal structures of molecular clouds are unresolved: a complex time-dependent chemistry network coupled to a radiative transfer calculation of the dissociating ultraviolet (UV) radiation field and a simple time-independent analytic approximation. We show that these two methods produce excellent agreement at all metallicities ≳10−2 of the Milky Way value across a very wide range of UV fields. At lower metallicities the agreement is worse, likely because time-dependent effects become important; however, there are no observational calibrations of molecular gas content at such low metallicities, so it is unclear if either method is accurate. The comparison suggests that, in many but not all applications, the analytic approximation provides a viable and nearly cost-free alternative to full time-dependent chemistry and radiative transfer.

We introduce the AGORA project, a comprehensive numerical study of well-resolved galaxies within the LCDM cosmology. Cosmological hydrodynamic simulations with force resolutions of ~100 proper pc or better will be run with a variety of code platforms to follow the hierarchical growth, star formation history, morphological transformation, and the cycle of baryons in and out of 8 galaxies with halo masses M_vir ~= 1e10, 1e11, 1e12, and 1e13 Msun at z=0 and two different ("violent" and "quiescent") assembly histories. The numerical techniques and implementations used in this project include the smoothed particle hydrodynamics codes GADGET and GASOLINE, and the adaptive mesh refinement codes ART, ENZO, and RAMSES. The codes will share common initial conditions and common astrophysics packages including UV background, metal-dependent radiative cooling, metal and energy yields of supernovae, and stellar initial mass function. These are described in detail in the present paper. Subgrid star formation and feedback prescriptions will be tuned to provide a realistic interstellar and circumgalactic medium using a non-cosmological disk galaxy simulation. Cosmological runs will be systematically compared with each other using a common analysis toolkit, and validated against observations to verify that the solutions are robust - i.e., that the astrophysical assumptions are responsible for any success, rather than artifacts of particular implementations. The goals of the AGORA project are, broadly speaking, to raise the realism and predictive power of galaxy simulations and the understanding of the feedback processes that regulate galaxy "metabolism." The proof-of-concept dark matter-only test of the formation of a galactic halo with a z=0 mass of M_vir ~= 1.7e11 Msun by 9 different versions of the participating codes is also presented to validate the infrastructure of the project.

Abstract We model the interstellar dust content of the reionization era with a suite of cosmological, fluid-dynamical simulations of galaxies with stellar masses ranging from ∼10 5 to 10 9 M ⊙ in the first 1.2 Gyr of the Universe. We use a post-processing method that accounts for dust creation and destruction processes, allowing us to systematically vary the parameters of these processes to test whether dust-dependent observable quantities of galaxies at these epochs could be useful for placing constraints on dust physics. We then forward model observable properties of these galaxies to compare to existing data. We find that we are unable to simultaneously match existing observational constraints with any one set of model parameters. Specifically, the models that predict the largest dust masses D / Z ≳ 0.1 at z = 5—because of high assumed production yields and/or efficient growth via accretion in the interstellar medium—are preferred by constraints on total dust mass and infrared (IR) luminosities, but these models produce far too much attenuation in the ultraviolet (UV), preventing them from matching observations of β UV . To investigate this discrepancy, we analyze the relative spatial distribution of stars and dust as probed by IR and UV emission, which appear to exhibit overly symmetric morphologies compared to existing data, likely due to the limitations of the stellar feedback model used in the simulations. Our results indicate that the observable properties of the dust distribution in high redshift galaxies are a particularly strong test of stellar feedback.

We analyze high-resolution hydrodynamics simulations of an isolated disk dwarf galaxy with an explicit model for unresolved turbulence and turbulence-based star formation prescription. We examine the characteristic values of the star formation efficiency per free-fall time, ϵff , and its variations with local environment properties, such as metallicity, UV flux, and surface density. We show that the star formation efficiency per free-fall time in ≈10 pc star-forming regions of the simulated disks has values in the range ϵff≈0.01−0.1 , similar to observational estimates, with no trend with metallicity and only a weak trend with the UV flux. Likewise, estimated using projected patches of 500 pc size does not vary with metallicity and shows only a weak trend with average UV flux and gas surface density. The characteristic values of ϵff≈0.01−0.1 arise naturally in the simulations via the combined effect of dynamical gas compression and ensuing stellar feedback that injects thermal and turbulent energy. The compression and feedback regulate the virial parameter, αvir , in star-forming regions, limiting it to αvir≈3−10 . Turbulence plays an important role in the universality of ϵff because turbulent energy and its dissipation are not sensitive to metallicity and UV flux that affect thermal energy. Our results indicate that the universality of observational estimates of ϵff can be plausibly explained by the turbulence-driven and feedback-regulated properties of star-forming regions.