分子氢自屏蔽建模对辐射流体动力学宇宙学模拟中早期再电离时代星系的影响

在宇宙学模拟中，准确模拟分子氢（$\text{H}_{2}$）是一项重要任务，因为它调节着恒星形成。$\text{H}_{2}$ 的一个基本特性是自屏蔽能力，这是一种分子云外层的 $\text{H}_{2}$ 吸收光解 Lyman-Werner 紫外辐射并屏蔽内部 $\text{H}_{2}$ 的现象。从历史上看，人们一直使用数值近似来避免密集的光线追踪计算。本文评估了在 $\text{H}_{2}$ 自屏蔽建模中使用类 Sobolev 密度梯度近似的情况，并在宇宙学模拟中测试了其与更严格的自适应光线追踪方法的一致性。我们运行了四次高分辨率放大宇宙学模拟，以研究这些模型在早期再电离时代（$z \geq 12$）的影响。我们发现，在低气体密度环境中，近似模型返回了更高的 $\text{H}_{2}$ 光解率，而在气体密度高时返回了更低的速率，导致低质量晕具有较少的 $\text{H}_{2}$，而高质量晕具有更多的 $\text{H}_{2}$。该近似也阻碍了小晕中的恒星形成，但对较大晕的恒星质量影响较小。在晕内部，两种模型关于 $\text{H}_{2}$ 丰度、温度和恒星质量的差异具有径向依赖性。在大尺度上，使用该近似的模拟在星系际介质中具有较少的 $\text{H}_{2}$，并且可能经历较慢的再电离过程。这些结果表明，与光线追踪处理相比，类 Sobolev 近似改变了星系和大型宇宙的特性，强调了在解释宇宙学模拟中这两种技术的结果时需要谨慎。