发表机构
Center for Computational Sciences, University of Tsukuba（筑波大学计算科学中心）
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本研究提出一种基于实时识别气体团块并按其面密度设定效率的恒星形成模型，应用于不同质量晕和红移的盘状星系模拟，发现致密盘产生更庞大团块、更间歇的恒星形成及更高束缚星团比例，与JWST观测一致。
AI 中文摘要
我们为星系模拟开发了一种新的恒星形成模型，在该模型中，恒星形成气体团块被实时识别，并以由团块面密度 $\Sigma_{\rm c}$ 设定的效率 $\epsilon_{\rm SF}$ 转化为恒星，该效率根据星团形成的辐射流体动力学模拟进行校准。将该模型应用于嵌入 $M_{\rm h}=10^{9}$、$10^{10}$ 和 $10^{11}\\,\mathrm{M_\odot}$ 暗物质晕中的孤立盘状星系，盘状星系的致密程度对应于红移 $z=0$--$10$，我们发现更致密的盘会形成质量更大、密度更高的团块。在 $10^{10}\\,\mathrm{M_\odot}$ 晕中，最大团块质量从 $\sim 10^{5}$ 增加到 $\sim 10^{7}\\,\mathrm{M_\odot}$，超过面密度 $300\\,\mathrm{M_\odot\\,pc^{-2}}$ 的团块比例从 $z=0$ 时的 $0.25$ 上升到 $z=10$ 时的 $0.38$。恒星形成相应地变得间歇性，在 $10^{10}\\,\mathrm{M_\odot}$ 晕中，经过三次盘旋转后的整体恒星形成效率从 $5 \times 10^{-3}$ 增加到 $2 \times 10^{-1}$；在 $10^{11}\\,\mathrm{M_\odot}$ 晕中，该效率从 $2 \times 10^{-2}$ 增加到 $4 \times 10^{-1}$，随着红移从 $z=0$ 增加到 $z=10$。伴随的反馈破坏了最致密系统的气体盘，同时出现了显著的恒星旋臂。自引力束缚的星团仅在致密盘中形成。在 $10^{10}\\,\mathrm{M_\odot}$ 晕中，我们在 $z \leq 2$ 时未发现束缚星团，而在 $z \geq 8$ 时束缚星团质量分数达到约 $40\\%$，在最致密的 $10^{11}\\,\mathrm{M_\odot}$ 晕中达到约 $70\\%$。这些分数与詹姆斯·韦伯太空望远镜观测到的高红移团块星系的推断结果大致一致。
英文摘要
We develop a new star formation model for galaxy simulations in which star-forming gas clumps are identified on-the-fly and converted into stars with an efficiency $ε_{\rm SF}$ set by the clump surface density $Σ_{\rm c}$, calibrated against radiation hydrodynamics simulations of star cluster formation. Applying this model to isolated disc galaxies embedded in haloes of $M_{\rm h}=10^{9}$, $10^{10}$ and $10^{11}\,\mathrm{M_\odot}$, with disc compactness corresponding to redshift $z=0$--$10$, we find that more compact discs form more massive and denser clumps. The maximum clump mass increases from $\sim 10^{5}$ to $\sim 10^{7}\,\mathrm{M_\odot}$, and the fraction of clumps exceeding the surface density of $300\,\mathrm{M_\odot\,pc^{-2}}$ rises from $0.25$ to $0.38$ between $z=0$ and $10$ in $10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$ haloes. Star formation becomes correspondingly bursty, and the global star formation efficiency after three disc rotations increases from $5 \times 10^{-3}$ to $2 \times 10^{-1}$ in $10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$ haloes and from $2 \times 10^{-2}$ to $4 \times 10^{-1}$ in $10^{11}\,\mathrm{M_\odot}$ haloes as the redshift increases from $z=0$ to $10$. The accompanying feedback disrupts the gas discs of the most compact systems, while prominent stellar spiral arms emerge. Self-gravitationally bound star clusters form only in compact discs. We find no bound star clusters at $z \leq 2$ in $10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$ haloes, whereas the bound cluster mass fraction reaches $\approx 40$ per cent at $z \geq 8$ and $\approx 70$ per cent in the most compact $10^{11}\,\mathrm{M_\odot}$ halo. These fractions are broadly consistent with those inferred for high-$z$ clumpy galaxies observed by the James Webb Space Telescope.
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