星系中弥漫电离气体的性质

我们对一个孤立 Milky Way-like 星系的高分辨率模拟中的弥漫电离气体 (DIG) 进行了分析，该模拟包含了实时辐射转移和非平衡热化学。我们利用 Monte-Carlo 辐射转移代码 COLT，在后处理中自洽地获取电离态和谱线发射。我们发现电离气体的电子密度 ($n_{\rm e}$) 呈现出清晰的双峰分布，这使得我们可以定义一个 $n_{\rm e}=10\,\mathrm{cm}^{-3}$ 的阈值来区分 DIG 和 HII 区。DIG 主要由年龄为 5-25 Myr 的恒星电离，这些恒星在 HII 区被清除后直接暴露于低密度气体中。近期形成恒星 ($<5$ Myr) 的泄漏对 DIG 电离的作用仅中等重要。我们对本地观测进行了正向建模，并将模拟的 DIG 与 [SII]/H$\alpha$、[NII]/H$\alpha$、[OI]/H$\alpha$ 和 [OIII]/H$\beta$ 相对于 $\Sigma_{\rm H\alpha}$ 的观测谱线比进行了验证。模拟观测不仅重现了观测到的相关性，还表明这些趋势与随着 $n_{\rm e}$ 降低而升高的温度和变硬的电离辐射场有关。DIG 内部辐射的变硬是由于主导电离源随 $n_{\rm e}$ 降低从 0 Myr 恒星逐渐向 25 Myr 恒星过渡所致，这些较老恒星具有逐渐变硬的内禀电离谱，主要归因于由双星相互作用引起的延长的 Wolf-Rayet 相。因此，DIG 的谱线比趋势可归因于持续的恒星形成，而非次级电离源，从而为恒星反馈和星族模型提供了有力的检验。