从原子到恒星：建模 H₂ 形成及其对星系演化的影响

我们提出了一种用于星系模拟中恒星形成的亚网格模型，该模型纳入了通过尘埃颗粒凝聚产生的分子氢（H₂）以及其通过恒星形成和光致离解而被破坏的过程。该模型实现在磁流体力学代码 AREPO 中，通过求解描述这些相之间质量交换的微分方程组，追踪分子、离子和原子氢的非平衡质量分数以及恒星组分。恒星形成采用依赖于局部 H₂ 丰度的可变率，而 H₂ 丰度本身与气体密度和金属丰度等关键量以复杂方式相关联。在银河系质量星系的宇宙学模拟中测试该模型后，我们在 z = 0 处获得了清晰的螺旋结构，包括一个大小为恒星盘两倍的气体盘，以及一个真实的恒星形成历史。我们的结果表明，自由落体时间内的恒星形成效率范围很广，从高红移处的低至 0.001% 到年龄 ≳ 3–4 Gyr 时的 0.1%–10%。这些结果与观测估计和湍动星际介质模拟结果吻合良好。值得注意的是，我们的模型再现了与分子 Kennicutt-Schmidt 定律类似的恒星形成率与分子氢面密度关系。此外，我们发现恒星形成效率随密度和金属丰度变化，这为固定效率假设提供了一种替代方案，并使得与更详细的恒星形成模型进行比较成为可能。比较不同的恒星形成方案后，我们发现将恒星形成与 H₂ 关联的模型中，恒星形成 onset 比仅依赖总气体密度或冷气体密度的模型晚约 500 Myr。