The role of stellar feedback in the formation of galaxies. Daniel Ceverino and Anatoly Klypin Astronomy Department, New Mexico State University, Las Cruces, NM 2009 ABSTRACT Jan interstellarAlthoughmediumsupernova(ISM)explosionsat galacticandscalesstellarandwindsregulatehappentheatformationvery smallof scales,a wholetheygalaxy.affectPre-the vious attempts of mimicking these effects in simulations of galaxy formation use very simplified assumptions. We develop a much more realistic prescription for modeling the feedback, which19 minimizes any ad hoc sub-grid physics. We start with developing high resolution models of the ISM and formulate the conditions required for its realistic functionality: formation of multi-phase medium with hot chimneys, super-bubbles, cold molecular phase, and very slow consumption of gas. We find that this can be achieved only by doing what the real Universe does: formation of dense (> 10 H atoms cm−3), cold (T ≈100 K) molecular phase, where the star formation happens, and which is disrupted by young stars. Another important ingredient is the runaway stars: massive binary stars ejected from molecular clouds when one of the companions becomes a[astro-ph] supernova. Those stars can move to 10-100 parsecs away from molecular clouds before exploding themselves as supernovae. This greatly facilitates the feedback. Once those effects are imple- mented into cosmological simulations, galaxy formation proceeds more realistically. For example, we do not have the overcooling problem. The angular momentum problem (resulting in a too massive bulge) is also reduced substantially: the rotation curves are nearly flat. The galaxy formation also becomes more violent. Just as often observed in QSO absorption lines, there are substantial outflows from forming and active galaxies. At high redshifts we routinely find gas with few hundred km s−1 and occasionally 1000 −2000 km s−1. The gas has high metallicity, which may exceed the solar metallicity. The temperature of the gas in the outflows and in chim- neys can be very high: T = 107…

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은하의 형성에서 항성 피드백의 역할. New Mexico State University, Las Cruces, NM 2009 년 Jan Interstellaralthoughmediumsupernova (ISM) 폭발의 Daniel Ceverino 및 Anatoly Klypin Astronomy Department는 galacticandscalesstellarandwindswindsregulate galacticandscalesstellarandwindsregulate galacticand smallof scale, wholelethegalaxy.a ectpre vious the vious the vious-the vious-the vious-the vious-the vious-the viouse 갤럭시 형성 시뮬레이션의 효과는 매우 단순화 된 가정을 사용합니다. 우리는 피드백을 모델링하기위한 훨씬 더 현실적인 처방전을 개발하며, 이는 임시 하위 그리드 물리학을 최소화합니다. 우리는 ISM의 고해상도 모델을 개발하는 것으로 시작하여 현실적인 기능에 필요한 조건을 공식화합니다. 뜨거운 굴뚝, 슈퍼 버블, 차가운 분자 상 및 매우 느린 가스 소비로 다중 상 매체의 형성. 우리는 이것이 실제 우주가하는 일을함으로써 만 달성 될 수 있다고 생각한다 : 밀도가 높다 (> 10 h 원자 cm -3), 차가운 (t ≈100 k) 분자 단계, 별 형성이 일어나고 어린 별들에 의해 파괴된다. 또 다른 중요한 성분은 런 어웨이 스타입니다. 동반자 중 한 명이 [아스트로 -ph] 초신성이 될 때 분자 구름에서 배출 된 거대한 이진 별. 이 별들은 분자 구름에서 10-100 개의 파스로 이동하여 초신성으로 폭발 할 수 있습니다. 이것은 피드백을 크게 촉진합니다. 일단 이러한 효과가 우주 시뮬레이션에 적용되면, 은하 형성은 더 현실적으로 진행됩니다. 예를 들어, 우리는 과냉각 문제가 없습니다. 각 운동량 문제 (너무 대규모 벌지를 초래 함)도 실질적으로 감소합니다. 회전 곡선은 거의 흐릅니다. 은하 형성도 더욱 폭력적입니다. QSO 흡수 라인에서 자주 관찰되는 것처럼, 형성 및 활성 은하의 실질적인 유출이있다. 높은 적색 편이에서 우리는 수백 km s -1, 때로는 1000 -2000 km s -1의 가스를 정기적으로 찾습니다. 가스는 금속성이 높으며, 이는 태양 금속성을 초과 할 수 있습니다. 아웃 흐름과 굴뚝에서의 가스의 온도는 매우 높을 수 있습니다 : t = 107 …