シミュレーションでの星形成の扱い

基本

ある銀河の中で生まれる星の量をシミュレーションするには，星の元になる\(H_2\)分子の量( \(f_{H_2}\))と，そのgasが星に変換される割合を計算する必要がある．
\(H_2\)はdustを触媒として生成され，UVの輻射場によって破壊されるが，self-shieldingの効果などを考慮しなくてはならない．
zoom-in シミュレーションでgas densityやmetallicity, UV backgroundなどの関数として\(f_{H_2}\)を計算し，他のシミュレーションに組み込んでいる．
星形成の基本はKennicutt-Schmidt law（星形成面密度とgas面密度の関係式）から来ている．

numerical simulationの場合

基本的なレシピは\(\dot{\rho_{\star}} = \frac{\epsilon_{\star} \rho_{gas}}{t_{ff}} \propto \rho^{1.5}_{gas}\)という式で星形成密度がgas密度の1.5乗に比例するというものである．これはfree fall timeが\(\rho^{-0.5}\)に比例するため．
密度がある閾値を超えると星が形成されるとする．閾値はfree parameterである．
しかし，disk銀河のシミュレーションでこの単純なモデルを使うと簡単にgasがcollopseしてしまい，clumpyな銀河になってしまうという問題がある（おそらくgridの荒さの問題）．人工的に圧力を高めることでこの問題は解決されているようである．

セミアナの場合

上の式を簡単にした\(\dot{m_{\star}} = \epsilon_{\star} \)\( \frac{m_{cold}}{t_{\star}}\)が基本的な式．\(\dot{m_{\star}} \)はSFR，\(m_{cold}\)はcold gas mass である．
最近のセミアナでは分子，原子を区別しているものもあり，\(H_2\)が星形成に寄与する．

参考文献

Somerville and Dave 2015 3.1章