星系形成宇宙学模拟中原子到分子转变的建模

目前的大尺度星系形成宇宙学模拟无法分辨分子氢形成的密度，这意味着原子到分子的转变必须在模拟过程中或后处理中进行建模。我们提出了一个改进的后处理框架来估计原子氢和分子氢的丰度，并将其应用于 IllustrisTNG 模拟。我们比较了五种不同的原子到分子转变模型，包括经验模型、基于模拟的模型和理论模型。这些模型大多依赖中性氢的表面密度和 Lyman-Werner 波段内的紫外（UV）通量作为输入参数。在模拟可分辨的千秒差距尺度上计算这些量成为了主要挑战。我们表明，常用的金斯长度近似来计算系统的柱密度可能存在偏差，并表现出较大的网格间离散。相反，我们建议在正面投影中计算所有表面量，并在二维中进行建模。总体而言，这两种方法在平均意义上是一致的，但对于单个星系以及基于观测到的星系中平面压力的模型，它们的预测会出现分歧。我们假设恒定的逃逸分数和贯穿整个星系的光学薄传播来模拟来自年轻恒星的 UV 辐射。通过这些改进，我们发现这五种原子到分子转变模型在平均意义上大致一致，但建模的细节对于单个星系和分子氢的空间分布至关重要。我们强调，由于存在显著的系统性不确定性，估计的分子分数是近似的。