[論文レビュー] A thermal-kinetic subgrid model for supernova feedback in simulations of galaxy formation

Evgenii Chaikin, Joop Schaye+4 more|arXiv (Cornell University)|Nov 9, 2022

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、銀河形成シミュレーションにおける超新星降着フィードバックのための熱的・運動的サブグリッドモデルを導入する。高温の熱エネルギー注入と低速度の運動的キックを併用することで、不自然な放射冷却損失を抑制し、フィードバック効率を向上させる。このモデルは解像度スケールにかかわらず優れた収束性を示し、銀河質量が天の川型および矮星銀河の観測された星形成率、速度分散、質量ローディング要因を再現する。

ABSTRACT

We present a subgrid model for supernova feedback designed for cosmological simulations of galaxy formation that may include a cold interstellar medium (ISM). The model uses thermal and kinetic channels of energy injection, which are built upon the stochastic kinetic and thermal models for stellar feedback used in the OWLS and EAGLE simulations, respectively. In the thermal channel, the energy is distributed statistically isotropically and injected stochastically in large amounts per event, which minimizes spurious radiative energy losses. In the kinetic channel, we inject the energy in small portions by kicking gas particles in pairs in opposite directions. The implementation of kinetic feedback is designed to conserve energy, linear and angular momentum, and is statistically isotropic. To test the model, we run simulations of isolated Milky Way-mass and dwarf galaxies, in which the gas is allowed to cool down to 10 K. Using the thermal and kinetic channels together, we obtain smooth star formation histories and powerful galactic winds with realistic mass loading factors. Furthermore, the model produces spatially resolved star formation rates (SFRs) and velocity dispersions that are in agreement with observations. We vary the numerical resolution by several orders of magnitude and find excellent convergence of the global SFRs and wind mass loading. We show that large thermal-energy injections generate a hot phase of the ISM and modulate the star formation by ejecting gas from the disc, while the low-energy kicks increase the turbulent velocity dispersion in the neutral ISM, which in turn helps suppress star formation.

研究の動機と目的

• 数値的解像度が限られている状況下でも、観測された銀河的性質（特に星形成率と銀河風）を正確に再現できるサブグリッドフィードバックモデルの開発。
• 低解像度シミュレーションで顕著な放射冷却損失を受ける純粋な熱的フィードバックモデルの非効率性に対処すること。
• 特に低速度のキックが、中性ISM内の乱流速度分散を増加させることで星形成を抑制するメカニズムを解明すること。
• 複数の解像度レベルにわたって、主要な銀河観測量の数値的収束性を達成し、宇宙論的シミュレーションにおける頑健性を確保すること。

提案手法

• 放射エネルギー損失を最小限に抑えるために、遅延冷却手法を用いて大規模で等方的かつ確率的にエネルギーを注入する熱的フィードバックチャネルを実装する。
• 反対方向へのペアドガス粒子キックを介して運動量を注入し、エネルギー・線形運動量・角運動量を保存する運動的フィードバックチャネルを導入する。
• 両チャネルに統計的等方性フレームワークを用いて、物理的リアリズムを確保し、フィードバック効果に方向性バイアスを生じさせない。
• 動的エネルギー注入割合 $ f_{ m kin} $ と特徴的なキック速度 $ riangle v_{ m kick} $ を用いてモデルをキャリブレーションし、基準値として $ f_{ m kin} = 0.1 $ および $ riangle v_{ m kick} = 50 $ km s$^{-1} $ を採用する。
• 10 Kまで冷却可能な天の川型および矮星銀河の孤立シミュレーションを実行し、フィードバック効果と収束性をテストする。
• 観測データと比較するため、空間的に分解された星形成率、H i速度分散、および風の質量ローディング要因を分析する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 複数の解像度で変化する孤立銀河において、熱的・運動的フィードバックモデルが観測されたケニカット＝シュナイダー星形成関係を再現できるか？
• RQ2 熱的および運動的エネルギー注入のバランスが、中性ISM内での乱流速度分散および星形成抑制に与える影響は何か？
• RQ3 星形成率および風の質量ローディングの収束性を達成するための $ f_{ m kin} $ と $ riangle v_{ m kick} $ の最適な組み合わせは何か？
• RQ4 低エネルギーの運動的キックは、局所的な星形成効率を低下させつつも、全体の銀河性質を破壊せずに、乱流速度分散をどれほど増加させるか？
• RQ5 熱的および運動的チャネルは、どのようにして現実的な銀河風を維持し、高密度ガスにおける過剰冷却を抑制するか？

主な発見

• 熱的・運動的モデルは滑らかな星形成歴と観測と整合性のある質量ローディング要因を持つ現実的な銀河風を生成する。
• このモデルは、数個のオーダーにわたる数値的解像度の範囲で、グローバルな星形成率および風の質量ローディングの収束性を示す。
• 観測されたケニカット＝シュナイダー関係の傾きを再現するには、わずかではあるが非ゼロの運動的エネルギー割合（$ f_{ m kin} \to 0.1 $）が不可欠であり、純粋に熱的または純粋に運動的モデルでは観測と一致しない。
• 低エネルギーのキック（$ \\triangle v_{ m kick} = 50 $ km s$^{-1} $）は、中性ISM内の乱流速度分散を数倍増加させ、局所的な星形成を抑制するが、総星形成率（SFR）には影響を与えない。
• $ \\triangle v_{ m kick} \to 10^2 $ km s$^{-1} $ に達すると、銀河の性質（SFRおよび風の質量ローディング）はキック速度のさらなる減少に敏感ではなくなるため、収束が達成されたと示唆される。
• 空間的に分解されたH i速度分散は、Zhouら（2017）およびLawら（2022）の観測と良好に一致しており、特に $ f_{ m kin} = 0.1 $ および $ 0.3 $ の場合に顕著である。