具有真实恒星反馈和星际介质模型的星系合并中的星形成

我们使用详细的显式恒星反馈模型的流体动力学模拟来研究星系合并。这些高分辨率（1 pc）模拟跟踪单个巨型分子云（GMC）和星团的形成与破坏。我们发现，最终的星爆主要由原位星形成主导，推向内流的气体提供了燃料。由此产生的高气体密度导致快速的星形成。气体是自引力的，形成大质量（10^{10} M）GMC，随后形成超级星团（质量可达10^{8} M）。然而，与一些近期的模拟相反，最终形成中心隆起的大部分新星并非诞生于下沉到银河中心的超级星团。这是因为反馈有效地在它们将质量的几个百分点转化为恒星后驱散GMC。换句话说，大多数到达核球的质量是以气体的形式存在的。Kennicutt-Schmidt定律自然地作为反馈平衡引力坍缩的结果出现，与小尺度星形成的微物理学无关。驱动这种关系的相同机制，在孤立星系中，尤其是来自红外光子的辐射压力，无需微调跨越七个数量级的星形成率（SFR）来调节最极端星爆系统中密度为10^{4} M pc^{-2}的星形成。这种反馈还驱动大质量损失率极大的超级风；然而，风物质的很大一部分在较晚时期又回落到盘面上，导致在恒星反馈存在时较高的后星爆SFR。这表明，强的活跃星系核反馈可能是解释在合并后星系中观察到的SFR急剧截断所需的。