1. Evolución de la densidad del gas superficial para tres modelos de galaxias presentados en este trabajo: Vía Láctea (MW), Sbc y Enana (de arriba a abajo). Todos los paneles de imágenes tienen la misma escala, por lo que las diferencias relativas en el tamaño de las galaxias son evidentes. Los ejes (de izquierda a derecha) son de 1, 2,5 y 4,5 velocidades. Los modelos MW y Dwarf están diseñados para ser análogos a la Vía Láctea, una galaxia enana de bajo contenido metálico, mientras que el modelo Sbc está diseñado para experimentar una densidad de superficie de gas relativamente alta y, por lo tanto, grandes eventos de retroalimentación. Los modelos aquí intencionalmente se extienden a una variedad de condiciones físicas. – astro-ph.GA
Presentamos una metodología novedosa para simular la emisión de infrarrojo medio de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en la simulación de la evolución galáctica.
Para hacer esto, integramos modelos teóricos de las propiedades de emisión de los PAH a medida que responden a diferentes campos de radiación interestelar, distribuciones de tamaño de grano y estados de ionización con un nuevo modelo en vuelo de evolución de polvo en simulaciones galácticas hidrodinámicas.
Aplicamos estos modelos a 3 simulaciones ejemplares de la evolución de la galaxia Oribo en el marco de la física del contrabando. Usamos estas simulaciones para desarrollar experimentos numéricos que investigan la acumulación de masas y luminosidades de PAH en galaxias en análogos ideales de la Vía Láctea, la galaxia enana y el disco estelar. Nuestros principales resultados siguen. Las galaxias con altas tasas de formación de estrellas tienen una mayor energía de retroalimentación por unidad de masa y pueden pulverizar eficientemente los granos de polvo, lo que resulta en una mayor fracción de granos muy pequeños.
Al mismo tiempo, en nuestro modelo, los grandes campos de radiación por unidad de densidad de gas convierten los granos alifáticos en sustancias aromáticas. La fracción de granos de polvo puede entenderse como PAH (q_PAH) como consecuencia de estos procesos y, en nuestro modelo, los PAH se forman principalmente a partir del procesamiento interestelar (trituración) de granos grandes en lugar del crecimiento de granos más pequeños.
Encontramos que la rigidez del campo de radiación juega un papel más importante que las diferencias en la distribución del tamaño de grano en la determinación de la luminosidad total integrada de PAH, aunque las simulaciones cosmológicas son necesarias para investigar completamente la compleja interacción de los procesos que impulsan la luminosidad de la banda de PAH en las galaxias. Finalmente, destacamos las diferencias de fuerza de las características de PAH y advertimos contra el uso de plantillas de emisión con proporciones de fuerza de características fijas.
Desika Narayanan, JD Smith, Brandon Hensley, Kee Lee, Chia Yu Ho, Karen Sandstrom, Paul Toure, Mark Vogelsberger, Federico Marinacci, Laura Sills
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Asignaturas: Astrofísica de galaxias (astro-ph.GA)
Citado como: arXiv:2301.07136 [astro-ph.GA] (o arXiv: 2301.07136v1 [astro-ph.GA] para esta versión)
Día de entrega
De: Desika Narayanan
[v1] martes, 17 de enero de 2023 19:03:39 UTC (4398 KB)
https://arxiv.org/abs/2301.07136
Astrobiología y Astroquímica
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