Pressure-regulated feedback-modulated star formation as a subgrid model for galaxy formation simulations

Résumé Technique : Modèle de sous-grille de formation stellaire modulée par rétroaction et régulée par la pression

Énoncé du problème
Les simulations cosmologiques à grand volume de la formation des galaxies (par exemple, IllustrisTNG, EAGLE, SIMBA) reproduisent avec succès les propriétés statistiques des populations de galaxies, mais ne peuvent pas résoudre les échelles physiques des nuages moléculaires géants (GMC) ou du milieu interstellaire (ISM) multiphasique. Par conséquent, ces simulations reposent sur des prescriptions de sous-grille empiriquement calibrées pour les taux de formation stellaire (SFR) et l'équation d'état (EoS) effective. Les modèles traditionnels supposent généralement que le SFR spécifique évolue avec la densité de gaz selon $\dot{m}_*/m_g \propto \rho^{1/2}$ (inverse du temps de chute libre), avec une normalisation fixée par les observations de l'univers local.

Les auteurs identifient deux limitations primaires dans cette approche :

1. Manque de connexion physique : La mise à l'échelle empirique manque de lien direct avec les processus physiques régulant la formation stellaire, spécifiquement l'équilibre entre la gravité et la rétroaction stellaire.
2. Sensibilité à la résolution et à l'environnement : Ces prescriptions échouent souvent dans les régimes où la densité de gaz et la pression sont nettement plus élevées que dans l'univers local (par exemple, les galaxies à haut redshift). De plus, les modèles reposant sur la densité volumique locale sont sensibles à la résolution numérique ; si l'épaisseur de disque de gaz n'est pas résolue, la densité volumique mesurée devient inexacte, entraînant des prédictions de formation stellaire incohérentes à travers différentes résolutions.

Méthodologie
L'article introduit un nouveau cadre de sous-grille basé sur la théorie de la formation stellaire régulée par la pression et modulée par la rétroaction (PRFM) (Ostriker & Kim 2022). Dans ce cadre, le SFR s'ajuste pour maintenir un équilibre thermique et dynamique vertical dans l'ISM, où la pression totale du plan médian ($P_{tot}$) équilibre le poids de l'ISM ($W$) et est proportionnelle au SFR par unité de surface ($\Sigma_{SFR}$) via un rendement de rétroaction ($\Upsilon_{tot}$).

Les auteurs implémentent deux versions complémentaires de ce modèle dans le code à maillage mobile Arepo, calibrées à l'aide de simulations magnétohydrodynamiques à haute résolution de la suite TIGRESS :

1. PRFM-vol (Volumétrique) : Conçu pour les simulations où l'épaisseur verticale du disque de gaz est numériquement résolue (typiquement une résolution de masse $\sim 10^5 M_\odot$).

   • Il calcule la pression effective ($P_{eff}$) dans chaque cellule en utilisant une EoS calibrée par TIGRESS ($P_{tot} \propto n_H^{1.8}$).
   • Le temps dynamique ($t_{dyn}$) est dérivé des densités volumiques locales de gaz, d'étoiles et de matière noire.
   • Le temps d'épuisement ($t_{dep}$) est fixé sur la base de la pression locale et d'un facteur de renormalisation ($R_f \approx 2$) pour tenir compte de l'intégration verticale de la loi volumique.

2. PRFM-int (Intégré) : Conçu pour les résolutions plus grossières où la hauteur d'échelle du disque est non résolue (typiquement une résolution de masse $\gtrsim 10^6 M_\odot$).

   • Au lieu de reposer sur la densité volumique locale, il reconstruit la densité et la pression du plan médian à partir des considérations d'équilibre vertical en utilisant les densités de surface ($\Sigma_g$, $\Sigma_*$) et le poids de l'ISM ($W$).
   • Il résout la hauteur d'échelle de gaz d'équilibre ($H_g$) et dérive $t_{dep}$ directement de ces quantités intégrées, évitant ainsi l'utilisation de densités volumiques sensibles à la résolution dans la prescription du SFR.

Principales contributions

• Calibration physiquement fondée : Le modèle dérive le SFR et l'EoS de la condition d'équilibre PRFM ($W = P_{tot} = \Upsilon_{tot}\Sigma_{SFR}$), calibrée par rapport aux simulations TIGRESS plutôt que par des ajustements empiriques aux galaxies locales.
• Robustesse de la résolution : Le développement de l'approche PRFM-int traite spécifiquement l'échec des modèles volumétriques à basse résolution en utilisant les densités de surface et les contraintes d'équilibre, qui sont moins sensibles à l'incapacité de résoudre la structure verticale du disque.
• Efficacité variable : Contrairement aux modèles traditionnels qui supposent une efficacité constante par temps de chute libre, le modèle PRFM prédit que l'efficacité de la formation stellaire par temps dynamique ($\epsilon_{dyn}$) augmente avec la pression ($\epsilon_{dyn} \propto P_{tot}^{0.43}$).

Résultats
Les auteurs ont testé les deux implémentations dans des simulations de disques isolés de type Voie Lactée, à travers des résolutions de masse de $10^5$, $10^6$ et $10^7 M_\odot$, en comparant les résultats à la prescription standard d'IllustrisTNG.

• Accord à haute résolution : À $10^5 M_\odot$, PRFM-vol et PRFM-int concordent étroitement entre eux et avec les résultats de TIGRESS pour les SFR et les temps d'épuisement. Tous deux réussissent à retrouver la relation Ostriker-Kim calibrée par TIGRESS ($\Sigma_{SFR} \propto P_{tot}^{1.2}$).
• Sensibilité à la résolution des modèles volumétriques : PRFM-vol et les modèles TNG montrent une sensibilité significative à la résolution. À mesure que la résolution s'amoindrit vers $10^6$ et $10^7 M_\odot$, l'incapacité à résoudre la hauteur d'échelle du disque conduit à des mesures de densité volumique inexactes. Cela cause une surestimation des temps d'épuisement par le modèle PRFM-vol et un échec à correspondre à l'historique du SFR de haute résolution.
• Robustesse de PRFM-int : L'implémentation PRFM-int reste robuste à travers toutes les résolutions testées. Elle suit avec succès l'historique global de la formation stellaire et les distributions de densité de surface de la simulation PRFM-vol à haute résolution ($10^5 M_\odot$), même à $10^7 M_\odot$.
• Comparaison avec TNG : Comparés au modèle TNG, les modèles PRFM prédisent des temps d'épuisement de gaz plus courts, particulièrement dans les régions de haute pression et haute densité. Les modèles PRFM présentent une gamme dynamique de temps d'épuisement beaucoup plus large et une dépendance plus raide vis-à-vis de la pression, alors que le modèle TNG maintient une efficacité constante par temps de chute libre.

Signification
L'article affirme que les prescriptions de sous-grille dérivées de PRFM fournissent un cadre physiquement fondé et numériquement stable pour la formation stellaire à travers la gamme dynamique des simulations de formation de galaxies.

• Pour les simulations à haute résolution : Le modèle PRFM-vol offre un traitement plus réaliste de la physique de l'ISM que les lois empiriques traditionnelles, liant le SFR directement au bilan dynamique de la galaxie.
• Pour les simulations cosmologiques à grande échelle : Le modèle PRFM-int résout le problème critique de la dépendance à la résolution. Il permet aux simulations cosmologiques à grand volume (qui ne peuvent généralement pas résoudre les hauteurs d'échelle de disque) d'utiliser des lois de formation stellaire motivées par la physique qui restent cohérentes avec la physique de haute résolution.
• Implications pour le haut redshift : Les auteurs notent que l'efficacité dépendante de la pression du modèle PRFM suggère que la formation stellaire dans les galaxies à haut redshift (où les pressions sont plus élevées) pourrait être significativement plus efficace que ce que prédisent les modèles actuels de type TNG, impactant potentiellement l'interprétation des galaxies lumineuses observées par JWST.

Ce travail est présenté comme une étape vers l'objectif de la collaboration "Learning the Universe" consistant à développer des modèles de sous-grille prédictifs, plutôt qu'empiriquement ajustés, qui puissent être mis à jour à mesure que les simulations de l'ISM à haute résolution (comme TIGRESS) s'étendent pour couvrir des espaces de paramètres plus larges (par exemple, la variation de la métallicité).