在星系形成的流体动力学模拟中引入分子氢
宇宙学与河外天体物理
2015-06-05 v1
摘要
受分子氢（H2）与恒星形成之间观测关联的启发，我们提出了一种在 Smoothed Particle Hydrodynamic 模拟中追踪 H2 非平衡丰度、冷却过程以及基于 H2 的恒星形成的方法。H2 的局部丰度通过对氢化学反应网络进行积分来计算。该计算包括 H2 的气相和尘埃颗粒形成、HI 和 H2 的屏蔽，以及附近恒星群体发出的 Lyman-Werner 辐射对 H2 的光解。由于该模型不假设平衡丰度，因此特别适用于模拟低金属丰度环境，如矮星系和早期宇宙。我们进一步引入了恒星形成与局部 H2 丰度之间的显式联系。这种联系将恒星形成限制在由富含 H2 的区域所代表的“恒星形成区”内。通过这一实现，我们在矮星系的宇宙学模拟中确定了 H2 对恒星形成的影响。该模拟是首个非平衡 H2 丰度被积分至红移为零或包含高效 SN 反馈的宇宙学模拟。我们发现我们的模拟与观测到的 Tully-Fisher 关系、全局 Kennicutt-Schmidt 关系以及分辨 Kennicutt-Schmidt 关系相一致。我们发现，引入对原子氢和分子氢的屏蔽，以及在较小程度上 200 至 5000 K 温度下 H2 的额外冷却，增加了星系中冷气体的量。星际介质（ISM）的这些变化导致星系盘中冷且稠密的气体量增加，并形成更加团块化的星际介质（ISM）。恒星形成与 H2 之间的显式联系以及更加团块化的 ISM 使得在红移为零时，星系更蓝且恒星形成的空间分布更广。（节选）
引用
@article{arxiv.1205.5567,
title = {Implementing Molecular Hydrogen in Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation},
author = {Charlotte Christensen and Thomas Quinn and Fabio Governato and Adrienne Stilp and Sijing Shen and James Wadsley},
journal= {arXiv preprint arXiv:1205.5567},
year = {2015}
}
备注
20 pages, 15 figures, resubmitted to MNRAS following referee report