基于类星体吸收线研究对模拟星系周介质流体动力学亚网格模型的约束

星系演化的宇宙学流体动力学模拟越来越能够产生真实的星系，但剩余的最大障碍在于构建能准确描述恒星反馈行为的亚网格模型。作为测试和校准此类模型的一种替代方法，我们提议聚焦于星系周介质（CGM）。为此，我们生成了一套针对银河系质量星系运行至 z=0 的自适应网格细化（AMR）模拟套件，系统地改变反馈实现方式。随后，我们对模拟数据进行后处理，计算了整个星系晕中广泛存在的常见原子吸收体（包括 H I、Mg II、Si II、Si III、Si IV、C IV、N V、O VI 和 O VII）的吸收柱密度。将这些原子柱密度的径向剖面与多项类星体吸收线研究进行比较，以确定是否有一种反馈方案更受青睐。我们发现，虽然我们的模型符合部分观测结果（特别是那些电离强度较低的离子），但要符合 O VI 观测结果尤为困难。有一些迹象表明，增加反馈强度的模型符合度更好。我们证明，原则上这些晕中存在足够的金属以重现观测到的柱密度分布，但模拟的星系周介质缺乏显著的多相子结构且通常温度过高。此外，我们证明了仅含流入模型（无能量反馈）即使在存在多相结构的情况下，也无法用足够的金属填充 CGM 以符合观测。另外，我们简要调查了 CGM 从 z=3 到现在的演化。总体而言，我们发现对星系周围气体的类星体吸收线观测为反馈模型提供了新的且重要的约束。