恒星形成星系星际介质的结构

我们提出了在星系尺度模拟中包含恒星反馈的数值方法。我们包含了来自超新星 (I 型和 II 型) 的加热、气体再循环以及来自 O 型星和 AGB 星的星风激波加热、HII 区光电离以及恒星光子的辐射压。能量学和时间依赖性直接取自恒星演化模型。我们在具有 pc 尺度分辨率的模拟中实现了这些方法，模拟对象从类似 SMC 的矮星系和类似 MW 的类比星系到巨大的 $z\sim 2$ 星暴盘。在没有反馈的情况下，气体冷却并无限坍缩。有了反馈，星际介质 (ISM) 达到多相稳态，其中巨分子云 (GMCs) 持续形成、消散并重新形成。我们的主要结果包括：(1) 恒星形成星系通常在 Toomre $Q\sim 1$ 处自我调节。大部分体积由弥散的热气体组成，而大部分质量位于致密的 GMC 复合体中。相结构和高密度下的气体质量是比积分量（如 Toomre $Q$ 或气体速度弥散）更敏感的恒星反馈物理探针。(2) 不同的反馈机制作用于不同尺度：辐射和 HII 压力对于防止 GMC 中致密气体的失控坍缩至关重要。超新星和恒星风主导了填充体积的热气体的动力学；然而，这主要将气体排出盘外。(3) 星系平均恒星形成率 (SFR) 由反馈决定。对于给定的反馈效率，将恒星形成限制在分子气体中或修改冷却函数影响甚微；但改变反馈机制直接导致偏离 Kennicutt-Schmidt 关系。(4) 自引力导致边缘束缚的 GMCs，其质量函数约为 $\sim M^{-2}$ 并在 Jeans 质量处截断；它们在经历几个动力学时标后被恒星反馈破坏，并将约 1-10% 的质量转化为恒星（从矮星系到星暴星系比例递增）。低质量 GMCs 优先处于非束缚状态。