NIHAO III：恒定的盘气体质量共谋

我们通过宇宙学流体动力学模拟表明，星系盘的冷气体质量在其最后一次主并合后达到一个持续数十亿年的稳态。盘气体质量 M$_{\rm gas}$ 取决于星系晕的自旋和维里质量，但不取决于恒星反馈。低自旋的晕具有较高的恒星形成效率和较低的盘气体质量。类似地，较低的恒星反馈导致更多的恒星形成，因此无论恒星反馈强度如何，气体质量最终几乎相同。即使考虑自旋，M$_{\rm gas}$ 与晕质量 M$_{200}$ 的关系也仅显示出 3 倍的弥散。M$_{\rm gas}$--M$_{200}$ 关系在 M$_{200}$=$2\times10^{11}$ M$_\odot$ 处显示出一个拐折，这与观测到的 M$_{\rm gas}$--M$_\star$ 关系中的拐折相对应。恒定的盘质量源于所有模拟星系中共享的晕气体密度轮廓。在其外部区域，轮廓是等温的。当轮廓上升到 $n=10^{-3}$ cm$^{-3}$ 以上时，气体迅速冷却，轮廓变陡。在盘内部，旋转支撑着具有更平坦密度轮廓的气体，除非超新星爆发破坏了盘。来自恒星反馈的能量注入也为晕气体提供了压力支撑，以防止失控的冷却流。由此产生的恒定气体质量使得更简单的星系形成模型成为可能，无论是使用“浴缸”模型计算恒星形成率，还是在模拟化学演化时。