[論文レビュー] Tests of subgrid models for star formation using simulations of isolated disk galaxies

Folkert S J Nobels, Joop Schaye+4 more|arXiv (Cornell University)|Sep 24, 2023

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、孤立したミルキーウェイ質量の銀河における滑らか化粒子法（SPH）シミュレーションにおいて、小スケール星形成モデルをテストし、星形成効率が自由落下時間あたり1%で、シュナイダー則と重力不安定性基準を組み合わせた基準モデルが、観測されたケニクット＝シュナイダー関係を最もよく再現することを明らかにした。このモデルは、質量分解能が4桁の範囲にわたり良好な数値収束性を示し、密度閾値や温度上限と比較して、特に低金属量領域で優れた性能を発揮する。

ABSTRACT

We use smoothed-particle hydrodynamics simulations of isolated Milky Way-mass disk galaxies that include cold, interstellar gas to test subgrid prescriptions for star formation (SF). Our fiducial model combines a Schmidt law with a gravitational instability criterion, but we also test density thresholds and temperature ceilings. While SF histories are insensitive to the prescription for SF, the Kennicutt-Schmidt (KS) relations between SF rate and gas surface density can discriminate between models. We show that our fiducial model, with an SF efficiency per free-fall time of 1 per cent, agrees with spatially-resolved and azimuthally-averaged observed KS relations for neutral, atomic and molecular gas. Density thresholds do not perform as well. While temperature ceilings selecting cold, molecular gas can match the data for galaxies with solar metallicity, they are unsuitable for very low-metallicity gas and hence for cosmological simulations. We argue that SF criteria should be applied at the resolution limit rather than at a fixed physical scale, which means that we should aim for numerical convergence of observables rather than of the properties of gas labelled as star-forming. Our fiducial model yields good convergence when the mass resolution is varied by nearly 4 orders of magnitude, with the exception of the spatially-resolved molecular KS relation at low surface densities. For the gravitational instability criterion, we quantify the impact on the KS relations of gravitational softening, the SF efficiency, and the strength of supernova feedback, as well as of observable parameters such as the inclusion of ionized gas, the averaging scale, and the metallicity.

研究の動機と目的

• 孤立した円盤銀河シミュレーションにおけるさまざまな小スケール星形成パラメータ化の性能を評価すること。
• 密度閾値、温度上限、重力不安定性のうち、どの星形成基準が観測されたケニクット＝シュナイダー（KS）関係を最もよく再現するかを特定すること。
• さまざまな質量分解能および物理パラメータ下での星形成観測量の数値収束性を評価すること。
• 星形成基準を固定された物理スケールではなく、分解能の限界で適用すべきかどうかを検討すること。

提案手法

• 冷たい星間ガスを含む、孤立したミルキーウェイ質量の円盤銀河を、滑らか化粒子法（SPH）を用いてシミュレートし、シュナイダー則と重力不安定性基準を組み合わせたファイドゥシャル小スケールモデルを用いる。
• 代替パラメータ化として、密度閾値（n_H,crit）、温度上限（T_crit）、および重力不安定性（基準：α_crit = 1.5 × (1 + 0.5 × (T/T_cold)²) × (n_H / n_crit)⁻¹）をテストする。
• 星形成効率（ε）を自由落下時間あたり0.1%から1000%まで変化させ、SFRおよびKS関係への影響を評価する。
• 超新星フィードバックの強度を32倍に変化させ、SF履歴およびKS関係の正規化への影響を評価する。
• 重力ソフトニング長を50〜800 pc、質量分解能を4096倍に変化させ、数値収束性をテストする。
• シミュレートされたKS関係（中性ガス、原子ガス、分子ガスについて）を、空間的に解像された平均化および方位平均された観測データと比較する。

Figure 1: The gravitational instability criterion in temperature-density space for different velocity dispersions (solid lines, different colours; gas at higher densities or lower temperatures is unstable) and different resolutions and/or normalisations (two sets of lines labelled with different val

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 密度閾値、温度上限、重力不安定性のうち、どの小スケール星形成基準が孤立した円盤銀河における観測されたケニクット＝シュナイダー関係を最もよく再現するか？
• RQ2 自由落下時間あたりの星形成効率が、ケニクット＝シュナイダー関係の正規化および折り返し点にどのように影響を与えるか？
• RQ3 さまざまな質量分解能および重力ソフトニング長の下で、星形成履歴およびKS関係の数値収束性はどの程度達成されるか？
• RQ4 星形成基準を分解能の限界で適用することで、分解能に依存するスケーリングよりも収束性が向上するか？
• RQ5 フィードバック強度および金属量が、宇宙論的文脈におけるさまざまな小スケールモデルの頑健性にどのように影響を与えるか？

主な発見

• シュナイダー則と重力不安定性基準を組み合わせ、自由落下時間あたり1%の星形成効率を採用したファイドゥシャルモデルが、中性ガス、原子ガス、分子ガスについて、空間的に解像されたおよび方位平均された観測されたケニクット＝シュナイダー関係を最もよく再現する。
• 密度閾値および温度上限は、特に冷たい、ほぼ金属のないガスが解像不能な低金属量領域で、観測されたKS関係を再現できない。
• 重力不安定性基準は、質量分解能が4桁の範囲にわたり良好な数値収束性を示すが、低表面密度領域における分子KS関係を除いては同様である。
• 重力ソフトニング長を50〜800 pcに変化させても、KS関係に顕著な影響はなく、高表面密度領域ではわずかにガス消費時間の増加が見られる。
• 固定されたα_crit値が、分解能に依存するα_critよりもKS関係の収束性に優れているため、分解能の限界で基準を適用することが推奨される。
• 観測との比較から、自由落下時間あたりの星形成効率は約1%に制限される。これは、より高いまたは低い値はKS関係の正規化および折り返し点を破壊するためである。

Figure 2: The fiducial simulation with $Z=Z_{\odot}$ at $t=1~{}\rm Gyr$ . Top two rows: Edge-on and face-on gas surface density for the total gas (left column), atomic hydrogen (middle column) and molecular hydrogen (right column). Third row: Face-on view of the mass-weighted temperature (left), mas