Chemodynamical矮星系演化的模拟

文摘

综述我给一个总结的艺术状态的担忧chemo-dynamical数值模拟的星系一般和特定的矮星系。特别是,我集中我的注意力(I)初始条件,(2)方程来解决;(3)星系的恒星形成过程,(iv)初始质量函数,(v)化学反馈,(vi)机械反馈,(七)环境影响。此外,一些关键的结果有关的发展在星系和银河风重元素的命运,新合成一集的恒星形成后,已报告。本文的最后,我总结了主题和物理过程,有关星系的演化,在我看来得不到妥善处置在现代计算机模拟的星系,在未来更值得关注。

1。介绍

星系是极其复杂的天体物理对象。为了研究星系的进化,许多物理过程的深刻理解,覆盖范围广泛的空间和时间尺度,是必需的。在最小的范围内,电磁辐射和粒子与粒子之间的粒子辐射交互确定热和星际介质的电离作用状态(ISM)。在大尺度上,银河风和环境影响(与邻近的星系和星团内介质)的交互调节星系的质量预算和强烈影响其金属丰度。许多其他恒星形成等关键物理过程,反馈,气体循环,恒星动力学操作中间空间和时间尺度。

本文提出了总结的成分,方法,结果,和遇到的挑战星系的化学和动力学演化的研究,特别强调矮星系的研究(DGs)。这次审查的重点是chemodynamical演化的理论研究星系通过计算机模拟。更广泛和更全面的总结属性和物理过程在星系,这本书矮星系:星系形成和演化的关键(Springer)可以咨询。

过去三十年已经看到了一个巨大的活动DGs的研究,最众多的宇宙中星系的物种。先进的地面和space-born天文台允许这些微弱的观察对象在当地体积惊人的细节。从理论的角度来看,DGs的研究兴趣是多方面的。浅势阱允许更容易发泄出来生产的新鲜金属比更大的星系。因此,DGs也许是重要的污染者的星团内和星际介质(1),但看到2])。根据星系形成的分层场景,矮星系大小对象构件形成更大的星系。DGs不具备非常重要的螺旋结构或显著的剪切运动;因此,研究恒星形成的这些对象有点比旋涡星系中更容易。

除了提供关键信息的运动学气体星系,光谱学允许金属丰度的测定和特定元素的丰度比值。这是一个非常有用的信息,因为化学丰度星系的演化提供重要的线索。大型望远镜的增加可用性的系统研究银河系外的H II区域和其他对象在外部星系。通过这种方式,不同星系之间化学成分的差异和在不同的位置在一个星系可以研究。积分场光谱学在这个意义上是一个基本的一步。详细的地图的化学丰度在一个星系。为了理解这种分布的金属的起源,一个经常诉诸理论家的工作和模型。

尽管一些星系的基本性质可以通过简单的分析和理解semianalytical考虑,银河的巨大复杂性物理学只能处理(部分)的帮助下数值模拟。特别是什么星系化学演化的担忧。简单的闭盒模型(3全球金属丰度)可以提供一个一阶的解释在一个星系,但空间分布的金属不能解决这些简化的工具。另一方面,由于大量的过程必须考虑,一般利用数值模拟结果来自其他研究领域,结合他们的星系的演化的详细描述可以出现。模拟星系的过程类似于烹饪的过程。准备烹饪菜肴,配料必须准确地选择,必要的设备必须到位,必须执行许多步骤和操作结合的成分,有时甚至添加个人风格和标准食谱食谱被修改,以获得特殊效果。

chemodynamical模拟器的星系演化的主要成分(我)初始条件;(2)的一组方程来解决;(3)恒星形成过程的描述;(iv)新生的恒星的质量分布(初始质量函数或国际货币基金组织(IMF);(v)化学的描述反馈从明星到气体;(vi)一个描述恒星和气体之间的能量交换过程;有很多流程可以考虑,但它们通常被称为反馈;这也包括反馈过程与超大质量黑洞的存在和活动星系核(AGN);这些类型的过程通常被称为AGN反馈;(七)的描述星系和周围环境之间的相互作用(galaxy-galaxy交互,冲压力剥夺由于外部星系际介质,气体陨落,等等)。

在本文中,我将考虑一些细节有些成分和我将描述如何parametrised数值模拟和实现的星系。星系化学演化的相关成分将会特别小心对待。在这些成分的描述,一些个人偏见将应用和更高的优先级将最相关的成分DGs的模拟。特别是,AGN反馈只会简单提及。

的过程中准备一道菜,必要的设备(锅、锅和炉)必须到位,设备的质量会影响最终的结果。这也适用于星系的数值模拟,主要设备是一台电脑。更常见的是,一个集群的计算机配备高速处理器是必要的。除了具有快速的电脑,必须在适当的算法和复杂的数值方法,以有效地解决复杂的方程式描述星系的演化。其中有些方法也将总结综述。再一次,除了一个非常简短的最广泛采用的调查方法,所需的特殊工具的研究星系的进化chemodynamical将描述更多的关心。

数值模拟总是在星系的演化解决具体问题,试图给开放问题的答案或试图提供解释观察到的星系的星系或组的属性和特征。在本文我将给出一个总结的最先进的一些具体问题的担忧。特别是,我将专注于银河风的发展条件和重元素的命运,新产生的恒星形成的一个插曲。

因此本文的组织很简单:有一个部分每个成分;初始条件(部分2),方程(部分3),恒星的形成(部分4),初始质量函数(部分5),化学反馈(部分6(部分),机械反馈7(部分)和环境影响8)。在每个部分中,通常采用方法和食谱将会介绍和一些关键的过去或正在进行的研究的结果总结。节9我将总结一些相关结果数值调查DGs的银河风和他们的后果。最后,在节10将得出一些结论。

2。初始条件

现在发现这是很常见的文学研究星系的形成和演化的宇宙背景,即初始条件由一个无标度或几乎无尺度的高斯波动所预言的宇宙膨胀,宇宙学参数决定从宇宙微波背景辐射的观测得到的航天器,如威尔金森微波各向异性探测器(4,5]。然而,迄今为止最详细和复杂的宇宙模拟,如Millennium-II仿真(6)和心里正在幻想大剧院模拟(7),迫使决议1 kpc的顺序。这几乎没有足够的水来解决大星系,但显然不足以解决详细DGs,有时是谁的光半径小于。一个更好的空间分辨率可以通过放大和resimulating块大宇宙的小盒子8- - - - - -10]。该方法获得的速度和被各种组织DGs应用11- - - - - -13]。不过,目前精确模拟DG的最好方法是通过数值研究作为一个独立实体(14- - - - - -19]。

数值研究星系的孤立的假设一些初始配置的气体密度,温度,恒星分布。这个初始系统的配置是一个平衡状态。从一个平衡条件显然是必要的为了确定扰动现象的影响(恒星形成,环境影响,AGN反馈,等等)。

一个常见的策略是考虑一个旋转,等温气体处于平衡状态,可能由一个固定的恒星和/或暗物质的分布(20.- - - - - -22]。旋转气体配置通常是更好的描述通过圆柱坐标系统。通常,轴向对称。有关方程解决为了找到气体的密度分布因此稳态(长期有效)欧拉方程 在哪里的压力,气体的体积速度,是总引力势。在这个方程中,只有组件必须考虑速度的因为它给离心对重力的支持。方程(1)事实上意味着引力抵消压力梯度的综合效应和离心力。

大多数作者假设是独立的。这意味着气体的星体是不考虑。一个典型的理由选择如下“漏报画面左侧是合理的,因为baryonic-to-dark物质系统的比例~0.1。“(23]。然而,即使DG的总质量是由暗物质晕,在Holmberg半径(表面亮度的半径是26.5杂志"⁻²),大多数星系是由重子(24,25),因此气体星体纳入中央DG似乎是重要的一部分。我将回到这个点之后在这一节中。目前是足够注意的假设的事实是独立于极大地简化了计算稳态密度配置。此外,正压状态方程速度和方位的依赖与已知的数量通常假定。

一种广泛使用的策略是假设,在那里循环速度和吗是自旋参数,决定了银河系的支持对重力旋转和多少支持的压力梯度。一个典型的价值是0.9,高度的独立(26,27]。文献[28)假设在平面上的星系,但下降指数与高度不旋转气晕。然而重要的是要注意,根据庞加莱的瓦夫定理(29日- - - - - -31日),旋转速度的正压气体配置(因此也包括等温配置)的旋转平衡必须独立。换句话说,它可以添加到构建一个离心潜力在(1)只有在圆周速度是独立的。

其他作者(32)解决而不是飞机的平衡方程 和假设方位速度是独立的按照Poincare-Wavre定理。密度在任何然后发现整合分的流体静力学平衡方程,对任何。一些作者那19,33,34)设置旋转的气体设在,使用平均角动量概要文件从宇宙模拟计算35]。

另一个方法是紧随其后的是德Avillez和Breitschwerdt [36]。最初,没有平衡重力和压力和气体坍缩到中腔。超新星(SNe)去,主要是沿着这个磁盘和驱动器崩溃气体向上了。最终,向上和向下流动的气体进入动态平衡。一些多相模拟(37,38]扩散组件采用类似的方法;也就是说,弥散分布的气体开始远离平衡。然后,它放松一些动态时间尺度准平衡状态,代表模拟的初始条件。

一个应该意识到一个均衡模型的局限性没有气体星体。大部分的数值模拟治疗自我一贯地恒星形成的过程。因为恒星形成时气体星体高于压力,忽略气体画面左侧的设置模式显然是不一致的。此外,没有引力,就建设天然气的风险配置也从未意识到如果画面左侧是考虑。为了解决这些问题,Vorobyov et al。39)显式地考虑了气体星体来构建初始平衡构型。引力势由两部分组成:一个是由于固定组件(暗物质,最终也老恒星)和一个()是由于气体星体。气体引力势通过泊松方程获得吗 因此用于计算气体密度分布的潜力,但这种潜在的欧拉方程中发现气体分布。显然,一个迭代的过程,类似于经典的自洽场方法(40),收敛到一个平衡的解决方案是必要的。

对于一个给定的质量暗物质晕的许多解决方案是可行的,根据初步假设气体的密度分布。然而,自引力平衡配置总是最大允许气体质量与non-self-gravitating平衡的情况下,可以实现配置与非物质的气体质量高。此外,只有一些解决方案,恒星的形成被发现容许Vorobyov et al。(两个恒星形成标准基于表面气体密度图木尔参数和假设)。最小的气体质量满足恒星形成所需的标准被发现主要依赖于气体温度、气体旋转参数和程度的非热能的支持。当时与,重子(对于一个给定的数量)预测的清洁发展机制的结构形成理论。星系与的特点是,这意味着恒星形成所需的气体等对象肯定是可能的质量是符合可用的根据是什么清洁发展机制的理论。另一方面,模型通常的特点是,这意味着他们需要更多的气体比可达到一个恒星形成的国家是被允许的。的框架清洁发展机制的理论,这意味着存在一个关键暗物质晕质量低于恒星形成的可能性明显下降([39])。它是根据观察证实低质量星系的星系恒星质量函数很浅(例如,,;参见[41,42])。这是在陡峭的方差()光环质量函数在感兴趣的质量范围的预测清洁发展机制的理论。这样看来,形成恒星的效率在每个暗物质光环光环的质量降低。Vorobyov等人的结果说明了上述同意这个结果(参见[42- - - - - -44])。

3所示。方程

为了遵循一个星系的演化,基本方程来解决当然是欧拉方程,即标准的一组方程(质量守恒,动量和能量)管理非粘流。粘度在天体物理等离子体通常实际上是非常小的。它可以在一些局部的大型系统,例如在吸积盘,但在一个更大的,galactic-wide ISM规模可以被视为非粘性的和不需要调用navier - stokes方程。相反,天体物理等离子体通常是非常混乱的45]。尽管如此,还使用湍流模型模拟星系中仍相当有限。的主要原因是缺乏令人满意的可压缩湍流的描述和建模策略。这个领域的进步但是常数和非常复杂的湍流模型应用最近天体物理问题(46- - - - - -52]。重要的第一步还在湍流的模拟天然气在星系(16,53- - - - - -56]。

因为大体积分数的ISM星系的恒星形成电离,电磁相互作用的描述显然是必需的。这是最经常意识到通过所谓的理想magnetohydrodynamical方程,在各种离子被当作一个单独的液体,气体电离的导电率被认为是非常大的和等离子体被认为是冻结磁场。许多现代流体的代码,比如宙斯(57],FLASH [58,59),拉美西斯(60,61年),和雅典娜62年),仅举几例,解决理想magnetohydrodynamical方程。包含磁场影响气体的动力学在许多方面一个星系。(我)磁场强烈减少带电粒子的横向流动,从而热传导的方向正交电场线(63年]。热传导沿着磁力线nonmagnetised气体相比依然没有改变。(2)磁张力的力量往往也抑制动力学不稳定平行,但不垂直,电场线(64年]。磁场也可能抑制热的超级泡沫和超级气旋(65年]。也之间的混合热泡沫和周围冷supershell可以减少由于磁场的存在。(3)磁压力气体动力学中起着重要的作用。它实际上是相当的热压力,如果不太弱磁场,它是温度低于压力的主要形式~200 K (66年]。这是与事实一致估计银河系中热压力~ 达因厘米⁻³,而估计磁压力~10⁻¹²达因厘米⁻³(见[67年])。模拟螺旋星系的形成(68年]显示确实额外的压力由于磁场会导致较低的恒星形成率在后期时间相比,模拟没有磁场。旋臂的结构也是影响磁场的存在。

不太容易评估模拟磁场的DGs的重要性。事实上,与其说是知道磁场在这些对象。亮光DGs如NGC1569 [69年]或NGC4449 [70年)是已知磁场与优势高达几十G,而静止DGs有很多实力较弱的磁场(几G, (1,71年])。磁场可能不是DG进化的主要动力,至少在静止或弱时期恒星的形成。

因为我们星系几乎完全取决于他们的知识(或吸收)发出辐射,辐射流体力学明确允许的描述星系更完整和更容易与观察。辐射流体的方程比欧拉方程更为复杂。一些教科书存在,这些方程及相关计算方法详细描述(72年- - - - - -74年]。许多作者试图解决他们对matter-radiation耦合简化假设。

最简单的方法包括流体的模拟辐射的影响是假定气体光学薄。唯一的影响辐射从而减少气体的可用的热能;辐射行为是仅作为能源下沉。许多的文学作品都是用于冷却的计算函数的光学薄等离子体(75年- - - - - -77年),这些函数是用来计算热能量损失的速率的函数密度、温度和化学成分。进一步普遍采用的假设是当场近似(78年),根据重组过程中产生的光子在本地不传播但立即被吸收。通过这种方式,不应该考虑这些光子的传输,导致相当简化的问题。产生的热量辐射运出根据法律类似于热传导。这个近似结果是有效的,只要粒子密度足够高,也就是说,当光学厚的限制适用。有各种各样的例子辐射流体的模拟,利用现场近似(79年- - - - - -83年]。一步是所谓的有限的扩散通量,光学薄和光学厚限制连接通过适当的通量限制器函数(84年- - - - - -86年]。辐射流体力学显然是非常相关的,可能很显著改变我们对星系的星系形成和演化的理解(87年- - - - - -89年]。特别是,将辐射反馈(photoheating和辐射压力)是非常重要的,它有助于恒星质量的观察到分布在DGs繁殖,而模拟只有超新星反馈无法再现观测恒星质量([90年];也看到部分7)。尽管最近的重大进展,迄今为止,固有的复杂性限制了使用辐射在星系模拟流动的方程。

当然,一个星系的气体不是唯一的组成部分。明星,经常暗物质也必须考虑。他们产生的引力势已经考虑部分2。然而,他们的动力也可以是非常重要的。相关性的暗物质晕住一个星系的进化并不清楚,许多作者仍然假设一个固定的暗物质晕。相反,很明显,恒星动力学中扮演一个重要的角色在一个星系的进化,至少如果一个感兴趣的时间跨度超过几十最高产量研究。这已经证明比如Slyz [91年)通过一个明确的数值实验。根据这一研究,可以获得虚假的结果如果不允许恒星从他们出生的网站。特别是,II型超新星的能量(SNeII),在这种情况下,总是发布密度较高的地区(因为在这些地区更有可能形成恒星;参见4),冷却率很高。这导致了所谓的过冷问题(参见部分7)。这个问题可以简单地避免如果允许恒星移动在其一生中,因此,SNeII爆炸环境中除了他们出生的人(尤其是爆炸在密度较低的环境中)。

一种广泛使用的策略跟随明星的动态(和暗物质粒子)考虑单个恒星,或者更常见的是,恒星的数量,质量和遵循标准的轨道通过体集成技术。SPH模拟星系中这种方法很简单但是它也广泛应用在基于网格的编码。然而,在基于网格编码有问题,明星粒子必须映射到网格为了全球引力势计算。一旦计算引力势,然后插入回粒子。这个过程会导致精确度损失由于所需的插入。它也可能不合逻辑地生成熵如果粒子分辨率太低充分样本密度场(92年]。这可能是理解的关键差异在星系团的中心熵概要和SPH模拟和基于网格的欧拉方法(93年]。最终,插值过程增加了通信开销在大规模并行模拟94年]。基于网格的编码可能的补救办法就是恒星流体的方法(95年,96年]。使用这种方法,星星被视为无碰撞的流体及其进化是由玻尔兹曼方程的时刻。这种方法有多次使用模拟星系(97年- - - - - -One hundred.]。最近,米切尔et al。94年]此方法为FLASH代码实现。数值实验证实了这种方法的有效性和优点更传统的粒子方案。

星系的演化的另一个非常重要的方面是multifluid,多相治疗。恒星和气体交换的质量、动量和能量在整个生命的恒星。也尘埃和气体交换的质量和动量(见部分6关于dust-gas交互的更多细节)。此外,各种气态阶段已知存在于ISM和相位转换发生连续在一个星系的生命。最终,ISM的气体是由许多不同的元素,与各种电离作用状态。完整的星系演化的各个阶段必须考虑一个星系和它们之间所有可能的交换过程。在古典chemodynamical方法中,提出了Hensler和合作者95年,98年,101年),恒星和各种气体阶段(通常是冷,暖热阶段)共处在一个网格交易质量,动量和能量根据身体的基础配方。不同阶段的动态可能会或可能不会是相同的。通常情况下,各种气体阶段共享相同的速度场,而明星的动态是不同的。这种方法已被提炼这些年来,许多组织使用它来模拟星系,复杂的不同程度(37,102年- - - - - -107年]。如今,chemodynamics是一个广泛使用的术语,一般指模拟化学演化的一些治疗包括(108年- - - - - -112年]。虽然这些代码显然代表了进步对传统单液模拟,他们仍然缺乏上述多相chemodynamical代码的复杂性。

不幸的是,并不是很多的文学作品一直致力于单相和多相模型的直接比较。在模拟热星际介质的椭圆星系(113年),新力喷出物的治疗作为一个单独的阶段使得SN爆炸更有效地加热ISM,因为大部分的爆炸能量释放在一个密集的丰富和金属介质和快速辐射。SN能量更有效地转化为热能ISM的单相模拟。ISM的多相描述模拟冲压力剥离(见部分8)变化的分布比单相气体模型(114年]。这是由于这样的事实,在多相模拟更加结构化和ISM较大的密度变化。陡峭的密度梯度相比,SPH多相实现更好的解决古典单相的(115年]。多相治疗可以解决所谓的过冷问题通常遇到的关键在单相模拟(见部分7对这方面的讨论)。

也模拟星系的金属丰度和丰富比率可以显著影响多相ISM的治疗。例如,稀释ISM多云的阶段,没有阻止大规模外流的形成,能够排出新鲜产生重元素的一小部分(见部分9)。星系的结果最终金属丰度模型和多相(cloud-intercloud)主义,因此治疗普遍较低(0.2 - -0.4敏捷)比获得通过单相模型(116年]。一个明显的例子混浊介质的影响提出了例如在图7的116年]。云(尤其是陨落的云)生产不仅降低了全球金属丰度变化的C / O, N / O, Fe / O充足比率。特别是,银河系中观察到的N / O丰富我Zw 18似乎需要陨落的云的存在。

4所示。恒星形成的

尽管很多问题,巨大的进步已经在过去十年在模拟恒星形成的过程117年- - - - - -122年]。然而,这些作品水平的细节和达成的决议无法匹配的银河模拟。合适的parametrisations恒星形成的需要实现。也值得一提,许多论文处理模拟星系不自我一贯地计算恒星形成但使用规定的恒星形成率(sfr)或恒星形成历史(sfh)。这些都是基于特定的重建SFH星系(123年,124年)或简单函数的时间如瞬时爆发或指数下降sfr [20.,23,125年,126年]。这是一个可行的可能性,如果恒星形成过程本身不是数值研究的焦点。

恒星形成法律扩展一些气体体积或表面密度的力量往往是假设。这个关系是基于当地的星系中恒星形成的观察指标(127年),通常被称为Kennicutt-Schmidt法律。更准确地说,Kennicutt-Schmidt法律暗示 在哪里SFR表面密度和吗是气体表面密度。的价值报道Kennicutt [127年)是。在许多作品中,总容积密度的依赖(128年- - - - - -131年)或分子气体密度(132年- - - - - -135年]也认为。对分子气体密度的依赖似乎特别相关,因为H之间有一个紧密的相关性₂和SFR表面密度(136年]。此外,图木尔标准是在螺旋星系,经常用于识别容易恒星形成区(39),或被假定为,在那里是圆频率(137年,138年]。最终,空间分布的分子云似乎发挥重要作用在决定其恒星形成活动(139年),但SFR的依赖结构的分子云似乎很难实现数值模拟。

在流体的模拟,许多作者仍然遵循Katz的恒星形成的食谱(140年),即(参见Katz et al。141年])(我)气体密度必须大于某一阈值;(2)粒子必须驻留在一个物质分布地区;(3)气体流必须融合();(iv)气体粒子必须牛仔裤不稳定:,在那里气体粒子的维数(平滑长度SPH模拟和基于网格的方法)的网格单元大小和是当地的声音的速度。与小的变异,这道菜已经应用在大多数星系模拟(142年- - - - - -146年]。牛仔裤标准似乎是特别相关的;否则人工破碎,因此,可能会出现虚假的恒星形成(147年,148年]。然而,在一些模拟的实现这一标准导致不切实际的sfr [144年]。

通常,一个恒星形成法律类型 是认为,SFR和恒星形成效率(106年,144年,149年]。在这里是一个典型的恒星形成的时间尺度的自由落体时间,冷却时间尺度,或两者的结合。注意,自由落体的时间尺度成正比;因此一个恒星形成非常类似于Kennicutt-Schmidt法律可以通过这种方式获得(参见[150年])。还要注意观察法律(如Kennicutt-Schmidt法(4)涉及表面密度,而理论模型和模拟通常与体积密度法等(5),这两种配方不一定是等价的。通常采用的值在(5)很低,范围在0.1和0.01之间(144年]。这也是天然气消费时间尺度和之间的比率。这种假设与结论一致,从观察,推导出,只有一小部分气体分子云可以被转换成明星(151年,152年]。恒星形成效率更大(0.3)的如果一个人只考虑分子云的致密核153年]。全球恒星形成效率也往往是在DGs甚至更低(见部分2本节及以下)。

正如上面提到的,这个分数的分子气体考虑在某些恒星形成的食谱。特别是,右边的5)通常是乘,也就是说,由H₂质量分数(133年,134年]。它已被证明154年,155年]这样的恒星形成法律应用到宇宙模拟减少会导致一个强大的低质量恒星形成的光环相比,模型分子分数没有依赖性。这可能有助于解释观察到的质量分布之间的不匹配DGs的预测清洁发展机制理论(参见部分2)。

自冷却时间尺度取决于气体温度、依赖恒星形成的温度是隐含在(5)。当然是非常合理的假定SFR取决于温度,因为恒星的形成发生在分子云的核心很冷。出于这个原因,一些作者甚至认为温度阈值,上面恒星的形成不可能发生(144年,156年,157年]。然而,应该意识到这一事实的模拟还没有能力空间解决的核心分子云。就是这样一个恒星形成区温度区域的平均温度气体,大小等于一个计算单元(气体粒子SPH模拟或网格单元网格编码),包括恒星形成分子云的核心。出于这个原因,典型的温度阈值的顺序K,至少两个数量级大于典型分子核心温度。

一些作者采用更复杂的温度依赖性。例如,Koppen et al。158年)获得 在转变温度K意味着恒星形成很低的地区。注意,在这种情况下,没有相同的尺寸和相同含义的的吗介绍了(5)。这颗恒星形成配方,加上来自恒星风和垂死恒星的反馈(见部分7),导致恒星形成过程的自我调节。事实上,大型SFR增加了反馈,进而强烈减少进一步的恒星形成而,如果反馈是低,温度不会增加和恒星形成更为高效。因为自律,恒星形成过程不是很依赖于采用的参数和。

最后,理论工作(159年)表明,恒星的形成效率依赖于外部压力,因为气体崩溃在压力大的环境中。支持这一假设观测事实分子分数取决于气体压力(160年,161年),注意到上面,表面分子气体密度强烈与SFR [136年]。DGs相比通常的特点是低压力更大的星系,因此,预测恒星形成效率较低。这一发现是在协议与其他证据,表明DGs在形成恒星非常低效(见斯基尔曼(162年]审查;也看到部分2)。恒星形成效率依赖的压力被用于Harfst et al。37]。

不同的文学作品一直致力于不同的恒星形成方案的对比模拟星系。我将简要地总结其中的一些作品,但是,在这样做之前,备注上面写是很重要的:恒星形成过程(如果充分模拟)倾向于自我调节;因此适度变化的相关参数产生小的变化模拟的最终结果。图1显示了一个示例的自律。模型模拟的结果DGs没有巨大的暗物质晕(模仿(157年])所示。两个值的温度阈值恒星形成,上面是不允许的,已经采用了。可以看到,这两个模型的进化星系(气体分布,SFR,进化的全球金属丰度)是相当敏感的选择价值。

彻底调查不同的处方将冷气体变成明星SPH宇宙模拟(163年)表明,结果确实是相当迟钝很多参数描述恒星形成的过程(温度和密度阈值,overdensity阈值)。然而,这些参数之间存在较大的差异的确可能导致完全不同的结果(见,例如,142年]DG模型与密度阈值变化的差异四个数量级)。也放松了标准似乎没有产生巨大差异在一些模拟星系(164年]。变化的参数可能会导致不同的结果,至少在某些实现。大值的平均SFR变大和适合观察Kennicutt-Schmidt法获得(144年]。

5。初始质量函数

一次星星是天生的,必须承担质量分布。事实上,大质量恒星的化学和机械反馈大大不同于低收入和中等质量恒星的反馈(见下一章节);因此,关键是要知道有多少恒星形成每本质量。实际上,国际货币基金组织往往是结合SFR获得所谓的出生率函数(3,129年),使单位恒星质量恒星形成的数量和单位时间。通常,SFR所描述的时间依赖性,而质量是由国际货币基金组织的依赖。然而,一个人应该已经指出,据一些证据,国际货币基金组织也可以依靠时间(见下文)。

国际货币基金组织最初是由硝酸(165年]随着星星数量的对数单位质量内已经形成了一个特定的恒星系统。因此,明星的总质量与大众之间和是。一个非常有用的概念也是国际货币基金组织在数量上,给区间[的星星的数量]。很明显,。萨尔皮特发现为。这种估计已被提炼多年来(3,166年- - - - - -168年)和现在常用parametrisation是所谓Kroupa国际货币基金组织(169年),即一个由三部分组成的幂律与在这一期间(即。,in the brown dwarf domain),为,最后萨尔皮特(非常类似于坡)恒星的质量比。

摘要Romano et al。170年清楚地显示了不同的货币可以改变恒星在不同质量分数的垃圾箱(见表1)。首先预测较小的大质量恒星产生更少的分数的元素,因为这些元素主要由SNeII合成。这是明显的在图6的170年),显示的进化/ Fe]和[Fe / H]星系模型的特点是不同的货币。更多的大质量恒星意味着更多的SNeII以来,IMF显然影响星系的能量。这已被证明在许多模拟(112年,171年- - - - - -173年]。特别是,平首先倾向于大质量恒星产生更高的分数,因此,大SNeII光度。提供的能量SNeII足以解开ISM的一小部分也产生一个银河风力(见部分9)。

重要的是要指出,通常情况下,数值模拟采用国际货币基金组织(IMF)上恒星质量的固定值,无论多少气体已经被改造成恒星。然而,应该是依靠新形成的恒星的质量粒子,原因很简单,只有主机非常大质量恒星星团。恒星星团质量之间的相关性和上面的恒星质量确实是根据观察建立和通过简单地假设也可以复制国际货币基金组织的质量在号码吗= 1 (174年]。怀德和Kroupa175年)发现,理论上推导- - - - - -关系很好地再现了可用的观察(图7和8;参见[176年])。显然,这种假设可以极大地影响模拟的结果,但是,我所知,它从未被详细探讨了流体的模拟星系。

以来最大规模的集群星系之间的相关性和SFR也是根据观察建立(177年],合乎逻辑的后果是,一个星系的星系范围国际货币基金组织(IMF)也必须依赖于SFR。特别是,国际货币基金组织是与时间有关的,由IMF的单星团的积分,认为总是Kroupa国际货币基金组织(IMF),但不同的群众上,这取决于星团质量。一个集群质量上限取决于然后假设。给定一个质量分布嵌入式集群(给星团的数量区间[]),全球,银河系范围的国际货币基金组织(集成银河国际货币基金组织(IMF)或IGIMF)给出 (见[174年,178年,179年对于细节的);还需要注意的是,在最初的论文数量国际货币基金组织设计而不是用)。IGIMF是陡比IMF Kroupa假定在每一个星团的区别是特别重要的SFR值低。然而,IMF注意时往往会变得头重脚轻的SFR很高(180年]。的影响IGIMF星系化学演化的已经探索了几个文件(179年,181年- - - - - -183年]。事实证明IGIMF是一个可行的解释的金属丰度低182年)或低/铁比率[179年DGs中观察到。主要原因是DGs平均降低sfr和,反过来,意味着更高的货币基金,大质量恒星的特点是一个较低的分数。生产金属和特别的元素会大大减少。

Chemodynamical模拟星系可以给一个更完整的画卷的DGs的进化和IMF的影响(特别是IGIMF的)。图2显示两个chemodynamical模拟结果的比较,与没有采用IGIMF。方法、假设和初始条件是来自124年]。特别是,主要结构属性显示模型的星系像蓝色的紧凑DG开创者18(见[184年,185年)的总结观察这个星系)的属性。SFH左上角所示面板。这个特殊的依赖SFR的时间选择在协议与开创者的重建SFH 18所派生的半场et al。186年](但看到[187年为最近的一个决心的开创者SFH 18)。根据这个SFH, IGIMF预测变化的恒星质量和国际货币基金组织的平均斜率中下游面板所示,分别。

气相丰富的演变和丰富比率在一个模拟世界中采用这些IGIMF处方显示在右面板(红线),相比之下,获得的结果与模型采用一个标准,长期有效的硝酸IMF(黑线)。由于IGIMF陡(在大质量恒星和贫困)萨尔皮特比货币基金组织,初始阶段的特点是降低生产氧气,因此,高C / O和N的值/ O。然而,由于反馈越高,模型与硝酸银河风在国际货币基金组织的经验最高产量研究。因为银河风往往是金属富集(参见部分9),银河风的发病的特点是减少O / H。银河风力不发生IGIMF来看由于SNeII数量减少。在最高产量研究的恒星形成发生(见左面板上)。Salpeter国际货币基金组织(IMF)来看,大部分的新鲜金属产生引导出星系,不会导致化学浓缩。IGIMF来看相反,金属新合成的破裂导致化学浓缩和这个原因突然增加的氧气丰富(和突然降低C / O, N / O)。

更详细的模拟,探索更广泛的参数空间,可以显示IGIMF的其他影响。特别是,模拟如图2假设一个预定义的SFH,但很明显,采用IGIMF也可以影响恒星形成的开始,因为它会影响ISM的能量。数值模拟的星系与IGIMF和恒星形成食谱节中描述4肯定会预测不同sfh SFR-independent货币基金与模型相比。这已经被证明在化学演化模型181年可以更大),但这种影响chemodynamical模拟。

不同的国际货币基金组织(IMF)的影响的一个例子假设星系的演化是由Ploeckinger et al。188年]。本文了恒星形成自我一贯地模仿使用(6)。星星在集群组织起来,其质量依赖于当地的天然气储层。在每个集群中,假设大多数的大质量恒星的质量与集群的总质量,符合的- - - - - -上面描述的关系(截断IMF模拟)。这个截断国际货币基金组织(IMF)模型与模拟比较在每个集群上恒星质量始终是相同的,无论集群的大规模(模拟了国际货币基金组织)。截断的假设国际货币基金组织(IMF)特别适用于小型集群(带有质量小于一些):在这些集群,小于最大的明星;因此没有(或很少)SNeII。自从SNeII主导DGs(见节能量反馈7),没有这些新力导致较小的温度相比,国际货币基金组织的模拟。这是显示在图3:气体密度和温度分布的截断,货币基金组织在180年的模拟进化的时候比较最高产量研究(当SFR达到顶峰)。IMF截断模型平均的温度低,因此,恒星的形成进行了较长时间,以更高的速度比国际货币基金组织的模拟(参见图8的188年])。

同样重要的是要指出,(7),只有全球,银河系范围的SFR需要计算IGIMF。不过,星系内恒星形成过程通常是非常不均匀,增强的恒星形成区。显然,大质量恒星的形成更有可能在恒星形成密度高的地区。从而合理预期,国际货币基金组织的变化不仅与时间还有地点在一个星系。这种方法已被用于实例Pflamm-Altenburg和Kroupa [189年)解释截止H辐射在螺旋星系外部地区温和(sfr)。在[188年)还这种效应可以欣赏特别是(见图11)。观测证据星系内的国际货币基金组织的变化是由Dutton et al。190年]。完成,一些证据指向依赖IMF的金属丰度太(191年,192年),在这个意义上,国际货币基金组织似乎成为金属头重脚轻的不良环境。显然,星系的chemodynamical模拟与时空上变量首先可以给我们新的,不同的观点和见解来理解星系的演化。

6。化学反馈

为了遵循一个星系的化学演化,毫无疑问很重要知道不同质量的恒星丰富ISM各种化学元素。术语的收益率通常被用来表示新鲜元素的质量生产和驱逐的恒星初始质量和金属丰度。然而,收益率一词最初引入显示特定的化学元素的质量之间的比率新创建和驱逐恒星生成和质量被关在残余(棕矮星,白矮星、中子星和黑洞;也看到部分9)。

许多团体在过去几十年计算大型和中等质量恒星的恒星收益率不同的金属丰度(193年- - - - - -201年]。不幸的是,除了少数元素核合成的恒星很好理解,其他元素的产量计算由不同的作者可以通过数量级的变化。尤其如此,不仅对于大多数iron-peak元素也更丰富的物种,如碳和氮(看到野本的审查等。198年])。当然,模型预测的选择影响收益率。这已被证明Romano et al。202年)通过整洁清晰的数值测试(例如,参见图3和15)。最重要的来源之一的不确定性的计算的收益率是恒星质量损失的存在。大质量恒星太阳能金属丰度实际上可能失去大量的物质富裕的他和C,因此减去这些元素进一步处理,这将最终导致氧气和其他重元素的生产。maed的模型203年例如预测明星的鞋子只有~ 啊,而在大多数nucleosynthetic计算没有风的195年,201年,204年)生产的氧气~ 3倍大。

收益率从垂死恒星的化学成分不仅直接影响星系的ISM chemodynamical进化,但也能影响通过化学动力学的反馈。主要作用是由于冷却。事实上,众所周知,一个光学薄等离子体的冷却功能有很强的金属丰度的依赖,至少在温度范围之间10⁴和10⁵K (75年- - - - - -77年]。此外,不同的化学元素等离子体辐射排放贡献不同。显然,不同产量的假设chemodynamical模型ISM的化学成分影响,进而改变了冷却时间尺度。的一个例子不同的收益率的影响星系的动态演化图4。两个星系演化的模型(从套模拟Recchi et al。157年)只有在采用不同nucleosynthetic处方中等质量恒星:[197年)(MM02)左边的面板和193年](VG97)在右边面板。的产量大质量恒星是在这两种情况下从201年]。反馈SNeII和恒星风创建一个网络的蛀牙和隧道。MM02 superbubble进化更快的模型。事实上,平均MM02产生更多的金属,因此导致更大的冷却率。一方面,它减少了热能superbubble内容,但另一方面,增加冷却有利于恒星形成的过程中,导致更强大的反馈。后者效果盛行,和一个更大的能量可以在模型MM02 supershell的扩张。100年的时间跨度内最高产量研究覆盖这两个模拟,两个模型之间的差异不大。然而,他们是不可忽视的,随着时间的推移他们倾向于增加。这个简单的测试显示的影响化学反馈一个星系的进化,在文献中经常被忽视的一个方面。

还应该意识到其他形式的化学反馈在星系。光电发射的小尘埃颗粒和多环芳烃的加热可以大大有助于ISM (205年]。星系的尘埃和PAH强烈与它的金属丰度(206年),因此,金属丰度影响光电加热的气体。人们普遍认为,ISM下面的金属丰度,恒星形成过程大大不同,导致头重脚轻的国际货币基金组织生产,平均而言,非常大质量恒星,所谓PopIII明星(207年]。ISM金属丰度的方法Salpeter-like过渡,国际货币基金组织的出现。

在某些情况下,化学反应会影响化学演化。天体化学是一个充满活力和非常活跃的天体物理学科67年,208年),如今许多重要的细节原子和分子反应发生在ISM是已知的。虽然稠密气体的化学云十分丰富,使丰富多彩,少的多气体稀释扩散。全球,银河系范围模拟通常不需要复杂反应网络的实现。然而,尘埃的存在可以显著影响化学演化。它实际上是众所周知,大部分的化学元素(尤其是铁、Co、Ni、钙、C和Si)锁定到尘埃颗粒(209年]。很明显,不可能有一个完整的进化主义而不考虑这些化学元素的灰尘。有几个关于星系化学演化的工作灰尘(210年- - - - - -214年]。更复杂的包括尘土变成了chemodynamical模拟星系。一方面,仍然没有多少人知道这些星际尘埃的来源和组成(67年]。另一方面,dust-gas耦合的物理仍鲜为人知,通常假定拖曳力导致数值问题[215年]。尽管有这些困难,进展已经和模拟星系的考虑到灰尘变得可用(216年,217年]。显然,这是一个领域,需要做更多的工作。观察我们自己的星系,在外部星系的尘埃正变得非常准确和天文界急需详细chemodynamical尘土飞扬的模拟气体为了帮助解释观测。

7所示。机械反馈

爆炸的新力(Ia型和II)和恒星风ISM动力学的主要因素,至少在DGs(在较大的星系,agn可能发挥着基础性的作用)。不幸的是,在可预见的未来,银河系范围模拟将无法解决个人SN残余或从单个恒星风的影响。因此,启发式,次网格食谱需要治疗机械反馈。这仍然是一个复杂的和活跃的研究领域。虽然反馈处方发现了解决具体问题[142年,218年),没有菜谱似乎是普遍适用的,合理的。比较研究[执行88年,219年,220年),总体结论(见尤其是Aquila比较项目,(219年])是数值模拟的结果至关重要的是取决于反馈处方和没有考虑代码能够令人满意地再现观测星系的重子的组件的属性。

一般来说,反馈方案可以分为两类:动态反馈(221年- - - - - -223年)和热反馈(144年,157年,224年,225年]。动能反馈方案大多用于SPH模拟(但看(33])。SN爆炸能量转化为邻近粒子的动能。踢了几个相邻的粒子,以规定的速度移动后踢,在一个随机的方向。这个计划的问题是,它不是物理上的和不容易创建银河风,除非踢速度沿规定方向选择。

在热反馈计划相反,SN ISM能源消耗热量。这个方案的一个众所周知的缺点是,冷却时间尺度的粒子受此影响热反馈通常是很短(通常短于仿真的步伐)。因此所发出的输入能量,才能转化为动能。这导致了所谓的过冷问题141年]。不同作者试图解决这个问题通过简单地关掉冷却(144年,157年,226年]。热反馈的效率通常归因于贫困空间分辨率:气体的能量沉积太密集,因为热,低密度,泡沫填充的体积多相ISM失踪。事实上,在模型的多相描述ISM是考虑不同温度阶段的解耦可以实现任意(有时)和过冷的问题是可以避免的104年,106年]。

克服过度冷却问题的另一种可能性是使用辐射反馈方案(227年]。辐射反馈非常相关,因为它最近建议photoheating和辐射压力是反馈在DGs的最重要的来源90年]。最后,宇宙射线也被认为是另一个反馈(来源228年- - - - - -230年]。也是一个正确的包含恒星动力学可以为了避免过冷问题(见部分3)。更广泛的讨论都会受到从中央AGN反馈的描述。这种类型的反馈在过去十年里已经得到普及。事实上似乎是一个有用的配方使用semianalytical模型结构形成的231年]。然而,目前尚不清楚如何对重要AGN反馈低质量星系的演化。比例关系232年,233年]表明DGs拥有很小的中央巨大的黑洞。很可能发生在真正的星系所有这些形式的反馈。然而,在模拟实施之前,应该相信合理的底层物理很好理解和可以使用parametrisations。

虽然反馈计划被广泛的讨论在文学,SN爆炸的能量沉积在ISM看起来更有问题。一个值为10⁵¹erg是假设,因为它代表了典型的SN爆炸能量(28,234年]。但值得提醒的是,SN动能爆炸能量(理论上计算或推导出从观察)覆盖非常广泛,从几10⁴⁸尔格的微弱的SNe 10⁵²基本特性或多个hypernovae [235年]。

一些作者采用热化效率为了考虑辐射能量损失在早期阶段的进化SN遗迹。普遍采用的价值0.1 (97年]。事实上,桑顿的模拟等。236年]表明,只有~ 10%的SN爆炸能量可以使热化ISM。然而,详细模拟孤立的恒星的影响ISM (79年,237年,238年)表明,能量转移效率甚至低于1%。一种不同的方法,整个人口的贡献的恒星被认为是(239年),清楚地表明,一定是时间的函数。在星系发展的早期阶段,SN残余ISM扩大非常密集,冷。SN残余孤立地发展和辐射损失是非常大的。只有一小部分的SN爆炸能量增加ISM的热预算。当ISM升高和多孔辐射损失并没有那么重要。各种SN迅速合并,形成一个superbubble残余。在这个superbubble,声音速度大。如果SN superbubble内爆炸,SN冲击速度的时间成为声音的速度是非常短的。这是时间冲击失去身份和SN残余的能量可以被转移到ISM。显然,在这种情况下辐射出的SN遗迹没有时间的大部分能量,因此可以有效地转化为热能的ISM一旦SN冲击速度等于当地声音的速度。

简单的分析估计热化效率作为环境密度和温度的函数是可能的(111年,240年- - - - - -243年]。这些公式说明强烈降低如果周围密度很大,气温很低。更多的定量评价单一、孤立的星系可以获得如下。拖延半径被定义为半径的扩张速度的SN冲击=当地音速。在这个半径,SN内的材料冲击可以与外部有着因果联系的ISM和能量转移可以发生。可以评估(244年] 在这里,SN爆炸能量以10为单位表示⁵¹尔格,周围的密度在cm中⁻³,金属丰度单位的太阳能金属丰度和速度以十为单位⁶厘米的年代⁻¹。目前的半径SN冲击冷却就变得很重要。假设大多数的SN能源在这个阶段是壳牌的动能的形式,使热化ISM是可用的能源 热化效率就是现在这个残余能量之间的比例和最初的爆炸能量。使用的价值鉴于Cioffi et al。244年),一个获得 这无疑是近似计算。特别是,ISM孔隙度和各种SN残余合并的可能性没有被考虑。然而,额外的修改可能包括身体和更积极的描述热化效率,根据当地的热力学条件,可以获得。

最终,电离作用方面的扩张可能会考虑。能够设计出简单的公式来描述Stromgren半径的变化围绕一个大质量恒星或协会的明星(78年,245年]。在这个半径冷却确实强烈抑制当场因为Ly连续使用光子电离氢原子和距巴耳末系起光子可以离开H II区域。结合这些公式的描述的进化SN冲击和大质量恒星风从理论上似乎是可能的。这种方法可能是过冷问题的可行的解决方案。当然,一旦辐射流体的代码将有足够的分辨率来解决个人H II区和SNeII残骸,这些分析考虑将多余的。然而,这似乎不可能在可预见的未来。

完成本节中,重要的是提醒,能量释放的速度从新力和恒星风一样重要的星系模拟这种能量转换成ISM能量的方式。一般认为,所有的星星与质量大于某个阈值的质量爆炸SNeII在一生的终结。这样的假设,以及规定的恒星生命周期函数,使得SNII利率的计算非常简单。必须列出两个来源的不确定性。一个是恒星生命周期函数,这仍然是相当不确定和模型相关的。Romano et al。170年]然而证明不确定性大质量恒星的一生不是很重要和不重要的影响星系演化模型的结果。更多的选择是至关重要的。通常采用值但是,因为仍有不知道恒星的质量区间的命运(8:12),可能高达。萨尔皮特的国际货币基金组织的扩展,直到,~SNeII离开如果多78%而不是。显然,这是一个不可忽视的部分。

更不确定的和更少的标准化是反馈的菜谱恒星风和Ia型新力(SNeIa)。许多作家甚至忽视这些能量的贡献。然而,恒星风的能量输入是非常重要的在恒星形成过程建立自律(Koppen et al。158年];也看到部分4)。许多作者考虑恒星风,要么采用合适parametrisations基于观察(98年)或采用模型的结果如Starburst99 [246年),从公布的恒星风把机械能单个恒星人口或由于恒星形成的连续集。这种方法之后,例如,通过(28,157年]。自从恒星风光度随金属丰度(247年,248年),忽视了恒星风可能是可接受的在模拟金属DGs差。

Ia型新力在星系的进化起着非常重要的作用,因为它们的主要贡献者铁,一种广泛使用的金属丰度代理(129年]。由于SNeIa祖细胞的生命周期可以只要许多gyr [249年),他们代表的能源比SNeII时间均匀分布。SNeIa的相关性的动态演化星系已经证明比如Recchi和Hensler250年]。许多论文忽视SNeIa的贡献他们感兴趣的早期进化星系和SNeIa不认为发生在短时间尺度20.]。然而,越来越多的证据251年- - - - - -254年)的一个重要部分SNeIa爆炸在100年时间尺度短于最高产量研究。因此,应该考虑SNeIa chemodynamical模型即使仿真的时间跨度是100年最高产量研究的顺序。

一个方便的parametrisation SNeIa率(255年,256年] 在哪里是一个适当的选择最低的时间尺度发生SNeIa(一般30最高产量研究),是一个正常化常数,和是所谓的延迟时间分布(DTD),也就是说,之间的时间间隔分布的诞生祖系统(通常是一个双星系统由两个中等质量恒星)和SNIa爆炸。根据(11),因此DTD SNIa率成正比恒星形成的瞬间破灭。不幸的是,DTD的形式仍然是非常不确定的,尽管一些观察(257年,258年)建议DTD是运行时间成反比,也就是说,。研究星系化学演化的执行(253年,259年,260年),表明采用不同的dtd大幅变化模拟的结果。不难想象,更激烈的差异可以获得chemodynamical模拟星系。星系的演化上的各种dtd的角色是另一个方面,已经几乎被认为是到目前为止chemodynamical模拟,也许更值得关注。

8。环境影响

星系是善于交际的实体;星系有自己非常罕见。他们中的大多数在星系团和组。为了充分理解星系的演化,星系的研究环境是最重要的。环境不仅包括邻近的星系,星系之间还脆弱的气体(星际介质、IGM或星团内介质,ICM,在集群环境中)。原因有很多星系相互作用和并购的研究是非常重要的对于我们理解宇宙作为一个整体。也许其中最重要的是,在很大程度上接受了宇宙模型,基于冷暗物质宇宙主宰,明确预测星系合并过程中应该形成等级制度。然而,相互作用的理论研究和并购通常是宇宙学领域的模拟和我提到很多书的读者和审查论文致力于参数(261年- - - - - -266年]。

环境影响的一个最明显的证据是morphology-density关系(267年),根据集群早型星系的分数增加与当地环境的密度。另一个重要的观察结果是明星地层密度关系(268年,269年),在某种意义上,恒星的形成似乎强烈减少密集的环境中。此外,集群星系是我缺乏领域同行相比,H。缺乏增加向集群中心。这些和其他观测事实(参见[270年,271年)评论)清楚地表明,在集群和组织环境中删除一个或多个过程气体从星系或使他们更快地消耗他们的气体。

一种可能性是,密集的环境促进潮汐作用(galaxy-galaxy或星系团)。它已经表明,这些交互可以将物质从银河晕很有效(272年- - - - - -275年]。另一个可能的物理机制能够去除气体在密集环境下多个高速遇到的综合效应的相互作用的潜力集群作为一个整体,这一过程已经被命名为“骚扰”(276年,277年]。第一个专门针对DGs骚扰模拟由Mastropietro et al。278年]。本文结果表明,大多数星系经历显著的形态转换和通过哈勃序列从晚型光盘到矮球状。不那么引人注目的是骚扰的影响在晚型的计算机模拟,磁盘DGs在室女座星系团279年]。强大的潮汐遇到,可以光盘形态学变换成球状,是罕见的。他们发生在~ 15%陨落的典型DG轨道在室女座星系团的潜力。性骚扰可能有一些影响DGs的球状星团系统(280年]。

通过结合不同的过程,Boselli和Gavazzi270年)得出的结论是,最可能的机制能够解释观测星系集群之间的差异和冲压力剥离,即动态压力的ICM施加移动星系。如果冲压力大于恢复重力(单位表面)作用于气体通过ICM包裹的一个星系,这个气体包裹剥离星系(281年]。有很多模拟探索冲压力剥离的影响,不同的设置和程度的复杂性(14,282年- - - - - -289年]。有许多迹象表明,冲压力剥离是一个关键的过程,能够从根本上修改DGs的进化。有趣的是,在矮次品,气体的去除通过冲压力的剥离可以动态地改变恒星周围的潜力足以影响他们,导致增厚~ 2倍和磁盘失真。实际上,即使是暗物质可以动态地影响这290年]。许多作家甚至提出,冲压力剥离可以转换天然气DGs gas-poor的。这些想法在许多优秀的全面总结评论(162年,291年- - - - - -293年)和我提到这些评论的读者进一步的细节。

这篇综述的目的,它是更方便的结果简单地总结一下模拟Marcolini和合作者294年,295年]。这些作者进行模拟夷为平地,旋转DGs ram-pressures可怜的星系集团的典型。有趣的是,尽管低的冲压力值,一些DGs之后可以完全剥夺了100 - 200年最高产量研究。然而,地区可以找到很大的表面密度DGs的正面经历冲压力剥离。这个增强的密度可以很容易地导致恒星形成的破裂。如果总干事的经历一个星系风(参见部分9),几个参数调节气体弹射过程,如ISM的原始分布和几何的IGM-galaxy交互。ISM内容相反,金属的数量丰富的喷出物保留星系更敏感的冲压力的行动。喷出物的一部分是第一个被困在一个低密度,extraplanar IGM-ISM交互产生的气体,然后推迟的星系盘。显然,银河风和环境之间的相互作用非常复杂,很少然而[详细研究解决这个问题(见296年])。这是另一个研究领域,在我看来,更多的是可以做到的。特别是,小规模的个体星系的详细模拟结果可用于大规模模拟星系团和组,个体之间的交互过程星系和ICM不能妥善解决。这是例如Creasey紧随其后的方法等。297年),模拟新力在一个星系的反馈效应以提高次网格模型的反馈在大规模模拟。这种方法也许应该进一步扩展。也模拟的Marcolini et al。(或类似的“风洞”实验)可以用来更好地约束银河wind-ICM交互和改善银河集群规模模拟。

9。银河风

银河风流的高速粒子经常观察到的星系。他们也认为是能源和金属的主要机制是存入星团内和星际介质(参阅部分8)。当地的例子银河风NGC1569 [298年],NGC253 [299年],NGC6810 [300年),当然,原型在M82星系风(301年]。有明显的证据表明星系光谱的风星系(302年]。也许,银河星系的一部分经历风是大高红移303年- - - - - -305年]。回顾许多星系的观测和理论方面的风在Veilleux et al。306年]。

从新力机械反馈和恒星风是最可能的司机DGs的银河风,虽然其他机制,如辐射压力和宇宙射线,是可能的和提出了90年,229年,307年- - - - - -310年]。有一个大(和越来越多)的流体的模拟星系风在文献[227年,310年- - - - - -312年]。他们中的许多人,特别是在过去,专门针对DG-sized对象(20.,21,32,313年- - - - - -315年]。很常见的这些模拟结果的能量沉积新力和恒星风创造了大量泡沫的热,高度加压气体。这种气体推动周围的ISM,在有利条件下,大规模外流可以出现。如果流出速度足够大,气体混合一起离开父母星系。创建了一个银河风力。如果风速度不够高,引力最终胜出,喷泉星系形成。银河喷泉更有可能在大型螺旋星系就像我们的银河系也已经广泛研究在过去(316年- - - - - -320年]。考虑到更减少了引力,银河风更有可能比银河DGs的喷泉。阈值速度形成的一套银河风力通常等于逃逸速度。然而,应该意识到运动的气体包裹在银河风不是弹道和逃逸速度估计只能给一个数量级的速度需要逃离银河系势阱。

许多作者(321年- - - - - -323年推测,因为典型的结合能DGs等于几新力的爆炸能量,银河风可以发生在DGs的早期,甚至可以导致从天然气gas-poor DGs的快速转变。然而,这个场景中有三个明显的缺点:(i)不能解释观察到的morphology-density相关性(见部分8);(2)都无法解释这一事实观察gas-poor DGs的中等质量恒星的本地组拥有一大部分(见[324年,325年)评论的本地组DGs的数量);(3)如果银河风发生早期,Ia型新力没有时间充实ISM(见部分8)。因为Ia型新力是铁的主要来源,一个期望非常高(/ Fe]比率DGs的恒星。完全相反的是观察:恒星的数量在DGs的特点是非常低的/ Fe)比率(325年,326年]。事实上,许多模拟星系风在以上所提到的DGs的发展达成一致的事实部分的ISM的星系的星系风必须低。一个优秀的和仍然非常相关审查DGs银河风的影响是由斯基尔曼(327年]。

然而,流体的DGs的模拟表明,星系风常常能够驱逐大部分的金属,新恒星形成活动期间产生的。这主要是由于这一事实,如果初始DG气体分布是夷为平地(如天然气DGs)中观察到,银河风力将优先扩大沿一个方向垂直于磁盘(最大压力梯度的方向;参见下文)。大部分的磁盘气体不受银河风力的影响。另一方面,新生产的金属可以很容易地将沿着漏斗由银河风。数篇论文在文献中试图定量解决这个点和研究星系风的影响在DGs金属的循环和再分配。经常被引用的工作的主要结果Mac低和费拉拉(20.),即使在存在强烈的银河风由SNeII,未经处理的气体的喷射效率几乎总是接近于零。它不同于零只有最小的认为星系(由于他们很浅势阱)。另一方面,新鲜的弹射效率产生重元素几乎总是接近1。Silich和Tenorio-Tagle21)而不是发现银河风不开发的大多数模型,主要是由于热气体的存在光环围绕着星系。偏离中心的SN爆炸和SN爆炸的影响分布在磁盘表面的一个重要部分还研究了文献[23]。金属喷射效率减少了在这种情况下,由于更有效的冷却。风效率发现即使SN直接注入低超声速湍流(16]。

个别化学元素的弹射效率了,太(111年]。由于非常短的星群爆发、金属与延迟生产,如铁和N,有大量逃离分数(参见[328年])。事实上,一个重要的部分本地元素,迅速由SNeII,混合风前银河的发展(参见[329年])。SNeIa和中等质量恒星产生的金属很容易引导而不是沿着已形成星系风和不受混合与风的墙。的情况不太明确的多次爆发的恒星形成的存在(125年)或复杂的sfh (124年]。应该意识到这一事实的湍流混合过程中可以发挥决定性作用金属,通常被称为湍流混合机制(330年]。然而,这是一个相当大的实验、理论、造型、捕获和表示和计算挑战湍流混合,在这个方向上没有多少已经完成天体物理流(但看(331年- - - - - -333年])。

估计的概率银河风力发电的发展可以获得如下(见[111年,334年,335年])。采取简单的能源产生一个恒定的亮度。同时假定,密度和ISM的金属丰度均匀,其垂直密度分布规模高度。能量输入创建一个superbubble假定为球形,特点是半径。通过标准、教材公式的演变superbubble没有辐射损失(例如,),半径的时候superbubble到达很容易计算: 然而,辐射损失,一般来说,不能被忽视。热腔的辐射损失可以更相关的动力学superbubble比震惊的辐射损失材料。的冷却时间尺度superbubble可以估计 在哪里在这个公式在单位10³⁸erg年代⁻¹和在cm中⁻³。在这里,是一个数值因素(的顺序统一),考虑到这一事实的冷却气体电离作用平衡的可能。显然,如果远短于前,superbubble便失去了大部分的压力supershell可以达到和大规模流出不能发生。通过结合(12)和(13)获得一个近似标准银河风的出现,也就是说, 尽管这非常近似,推导的大依赖阈值光度是一个可靠的结果。天然气的垂直分布强烈影响星系的发展风(超过其他因素)。一个星系的特点是一个非常薄的磁盘经历流出更容易比圆的星系。这个结果与物理直觉在平坦星系大规模流出容易沿着最大压力梯度的方向发展(即。,perpendicularly to the disk), whereas in spherical galaxies the pressure gradient is isotropic and either the outflows occur along all directions, or the superbubble remains confined inside the galaxy. Indeed, simulations of spherical (or almost spherical) DGs have shown that it is not easy to create galactic winds, even if the energy input is significant [336年]或银河系没有暗物质晕(103年,157年]。虽然磁盘厚度的重要性外流很快就被认可的发展,这方面尚未完全探索过去数值调查(但[17,28,337年- - - - - -340年])。

在Recchi Hensler [341年]我们专门解决气体分布的作用对星系的发展命运的风和刚生产的金属。我们发现了金属的气体分布可以改变分数通过银河风一个数量级。特别是,盘状星系往往比圆的金属更容易失去的。事实上,后者通常不开发银河风和,因此,他们保留所有新生产的金属。因此,最终的金属丰度达到通过模型质量相同但不同气体分布也可以改变一个敏捷。

证实了之前的研究,我们还表明,天然气和新金属的命运很大程度上取决于星系的质量。较小的星系(潜在浅井)更容易开发大规模外流,所以失去了金属的分数往往更高。这些调查的结果的一个例子是在图5。九个星系的气体密度分布模型上不同程度的压扁和最初的重子的质量,100年之后的最高产量研究星系进化,这个图所示(参见图标题的更多细节)。几何的发展的影响星系风从这个数字是明确的:模型中的密度分布在底部排(平面模型)明显延长。在一个案例中,一个星系风已经吹。模型上的行,而不是圆的。显然,正如之前所描述的,如果形成大规模外流,刚从星系产生金属很容易丢失。任何时候一个银河风力形成,金属的弹射效率更大(有时更大)比ISM的弹射效率,证实银河风必须金属增强。银河风是金属比全球主义根据观察验证(342年,343年]。

银河风metal-enriched这一事实是一个普遍接受的结果。它已被建议作为一个主要的机制导致所谓mass-metallicity关系,根据星系的金属丰度和它的质量成正比。因为银河风metal-enhanced既然DGs经验更容易银河风,显然一个期待,DGs金属比更大的星系(穷344年,345年]。尽管metal-enriched银河风的影响星系的化学演化可能已经从前面的段落清晰,更可以进行定量分析,基于简单分析考虑。假设线性流,也就是说,假设陨落,流出的星系与SFR成比例,可以找到一组微分方程的时间演化重子的总质量,总气体质量,总质量在金属在一个星系(见[346年,347年):

在这里,和是比例常数有关SFR进水口和流出速率,分别。是陨落的材料和金属丰度的的分数被认为是恒星数量锁在长寿明星和残余。恒星产生,在这种情况下,定义为质量的一个特定的化学元素之间的比例由恒星生成和质量被关在残余([3];也看到部分6)。最后,是考虑的参数metal-enriched银河风,是风的金属丰度的增加而ISM。除了最后一个因素,方程是标准的,教科书方程的简单模型演化一个星系(3,129年,348年可以发现和分析解决方案。一个解析解可以发现甚至包括这进一步的因素(见Recchi et al。347年),)。如果一个假设SFR气体总质量成正比吗通过一个比例常数(见部分4),最后的结果是

这个解决方案已被绘制在图6为,, ,(从201年])。的强烈影响(一个因素~20)在最后一个金属丰度的星系从这个图是显而易见的。很显然,这种模型只能给出一个近似想法关于星系的化学演化和完整chemodynamical模拟所需的更深层次的认识和理解金属富集的过程。然而,这种分析计算是现在很受欢迎,因为它照亮在一个简单的方法复杂的星系之间的相关性(344年,349年,350年]。

10。结论和展望

综述我总结的艺术状态的担忧的chemodynamical造型星系一般和特定的矮星系。我有专门的一个部分的主要成分的现实模拟星系,即,(我)初始条件(部分2),(2)方程来解决(部分3),(3)恒星形成过程(部分4),(iv)初始质量函数(部分5),(v)化学反馈(部分6),(vi)机械反馈部分7)、(七)环境影响(部分8)。在每个部分中,介绍了通常采用的方法和食谱和一些关键的过去或正在进行的研究的结果总结。此外,一些关键的结果关于银河的发展风和重元素的命运,新合成一集的恒星形成后,一直在总结部分9。

在本文中,我概述了话题,物理过程和成分,在我看来不正确或充分治疗在现代星系演化的模拟。我总结以下话题,在我看来应该得到更多的关注。

(i)的星体在构建初始平衡构型。这显然是一个重要的一步构建更现实的初始配置,如部分所述2,模型之间的区别,没有星体可能会非常大。当然,考虑到星体在构建初始平衡构型计算要求。然而,这显然是一个必要的一步模拟的恒星形成过程进行详细论述,随着天然气画面左侧是恒星形成过程的主要驱动力。当然,银河仿真在宇宙中不需要任何特殊的配方来构建初始配置。

(2)包含在银河模拟湍流。毫无疑问,星系中的气体湍流;因此有必要投入更多努力,一个合适的造型(抗压)动荡的星系。就像前面提到的7,动荡的过程也是一个关键因素来研究循环和混合重元素的星系;因此有助于解释更恰当的观测数据,如通过积分获得的光谱。报道中3与适当的治疗,一些星系模拟湍流的已经执行。然而,在这些模拟化学治疗通常是在一个非常粗糙的近似方法。包含在这些模拟方法和配方的生产和流通,重金属,采用其他chemodynamical模拟,似乎是可行的。此外,使用的一些假设和方程来模拟湍流在ISM是基于不可压缩湍流实验结果。更集中的研究物理过程和模型的可压缩湍流ISM是值得商榷的。我相信,在未来几年,我们将经历巨大的进展。

(3)多相,ISM的Multifluid治疗星系模拟。现实的模拟星系应该考虑多相自然主义的星系和恒星和各种气体之间的复杂反应网络阶段。这一直在做一些模拟,特别是由于Hensler和合作者的工作(见,例如,37,97年,98年,101年,107年])。这些作品展示了真正的多相模拟星系的复杂性。然而,这些复杂的模拟是必要的为了更忠实地ISM繁殖。坦克在多相模拟领域的巨大进步的其他分支物理(见,例如,专著[351年- - - - - -353年)我希望我们可以见证一个促进真正的多相,multi-fluid银河仿真在下一年。

(iv)的灰尘。正如前面提到的部分6,许多作品关于星系的化学演化210年- - - - - -214年)包括灰尘和显示该组件是多么重要解释关于星系的化学成分数据。很可能包含的尘埃也可以彻底改变chemodynamical星系的演化的结果,可以显著改善我们的知识的物理dust-gas互动和循环的金属在星系。尽管有用的尝试,目前最先进的数值模拟星系不考虑尘埃(但看到[354年,355年])。一个适当的包容的尘埃是困难的,也可以导致数值问题。然而,在天体物理学的其他分支这些数值问题已经解决和复杂的模拟gas-dust混合物被执行(356年- - - - - -359年]。这将是非常有益的天文学家在模拟星系从这些作品中学习和提高物理治疗的尘埃和dust-gas交互在银河模拟。值得注意到公开的铅笔代码(46,47,360年)已包括物理学相关的尘埃。更广泛的使用这段代码模拟ISM星系中肯定是有争议的。

(v)国际货币基金组织更有条理的治疗。最近,ISM的详细模拟恒星形成过程的适当治疗(117年,361年,362年)是能够恢复的主要国际货币基金组织的形状和特征。在这些模拟,因此,国际货币基金组织不是假定先验而是自我一贯地复制。星系范围模拟没有足够的空间分辨率;因此对国际货币基金组织需要做出一些简化假设。然而,在我看来,很多关于物理属性和质量分布是已知的恒星簇的星系,这些可以用来限制在银河星团的形成机制模拟。在每个集群中,根据观察基础上的最大质量和cluster-mass (,(175年,176年,191年])关系可用于链接上恒星质量在每个集群的集群质量。这似乎是一个简单的动机和身体锻炼,可以显著改变银河仿真的结果。最后,完整的IGIMF理论由Kroupa和合作者(见部分5和[191年]审查)在数值模拟可以实现。如部分所示5有两个简单的例子,结果相比可以大大改变模拟采用通用的国际货币基金组织(IMF)。尽管一些尝试188年,355年,363年),几乎什么都没做。

(vi)反馈的食谱。这是一个非常活跃的和活跃的研究领域,用新方法和实现每周出现在预印本档案。然而,在我看来,一些材料和主题正在接受比他们应得的关注更少。特别是之前专注于方法和算法将能量注入ISM(动能、热能和辐射反馈方案中描述的部分7)我认为一个人应该确保所有相关的能源包括,妥善处理。特别是(i) II型新力总是包括但它通常不是升值多少总能量来自SNeII可以改变如果阈值质量上面SNeII可以爆发改变。如部分所示7,改变会导致总SNII能量的变化几乎2倍。也不总是赞赏SNII爆炸能量的部分不确定性有多大,可以有效地使热化ISM。一些分析估计的分数也可用在文献(见部分7),我认为这可能是非常有用的使用更频繁和更持续这些类型的分析评估。(2)Ia型新力往往被忽视,如果他们被认为是,不依赖的系统研究结果的模拟Ia型SN利率在文献中是可用的。这似乎是一个简单但很有用的练习。(3)从巨大的恒星风和中等质量恒星,也可以贡献非常明显的能源预算星系,特别是如果金属丰度不是非常低。这个成分,也常常被忽视或不适当考虑星系模拟。等软件的可用性Starburst99 [246年)使恒星风纳入数值模拟非常简单。

(七)银河系范围之间的协同作用,集群规模或宇宙模拟。就像前面提到的8,个体星系的详细模拟结果可用于模拟星系群或组甚至宇宙模拟,为了提高这些大规模的次网格食谱模拟。特别是,细节银河风的形成及其影响外部星系或星团内介质(见部分9)可以是非常有益的在大规模模拟这些影响通常非常粗暴地对待。

利益冲突

作者宣称没有利益冲突有关的出版。

确认

作者要感谢Annibale D 'Ercole和Gerhard Hensler论文的仔细阅读和非常有用的建议和纠正;西尔维娅Plockinger生产图3;英戈·弗朗西斯科·Calura,帕维尔·格鲁帕,奈杰尔•米切尔西尔维娅Plockinger,多娜泰拉·罗马诺干酪,罗里·史密斯Eduard Vorobyov和Svitlana Zhukovska因为阅读部分的审查和提供了非常有用的评论;和一个匿名裁判的言论提高论文的质量。最后他的妻子,索尼娅Recchi是热情地感谢细心的英语校对。

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