多相恒星形成星系盘中弥漫电离气体的模拟研究

有假说认为，年轻大质量星团发出的光子负责维持银河系和其他盘星系中观测到的弥漫暖电离气体的电离。对于暖电离介质（WIM）的理论研究，关键在于自洽地模拟星际介质（ISM）和星团并求解辐射转移方程。为此，我们采用 TIGRESS 的太阳邻域模型（一种多相、恒星形成的磁流体动力学模拟），并用自适应射线追踪方法对模拟进行后处理，以传输来自星团的紫外辐射。我们发现 WIM 的体积填充因子高度可变，并且对电离光子产生率和 ISM 结构敏感。平均 WIM 体积填充因子在 |z|~1 kpc 处升至约 0.15。约一半电离光子被气体吸收，一半被尘埃吸收；累积电离光子逃逸分数为 1.1%。我们的时间平均合成 H$\alpha$ 线轮廓在红移（外流）侧与 WHAM 观测相符，但在蓝移侧强度不足。我们的模拟与 Dickey-Lockman 中性密度剖面吻合良好，但只有少量快照的高空 WIM 密度与 Reynolds Layer 估计一致。我们计算出团块修正因子 C = <n_e>/sqrt<n_e^2>~0.2，该因子随距中平面距离和时间变化异常恒定；这可用于改进从侧向星系观测到的 H$\alpha$ 面亮度剖面估算电离气体质量和平均电子密度。