On the relative importance of different microphysics on the D-type expansion of galactic H ii regions
On the relative importance of different microphysics on the D-type expansion of galactic H ii regions
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不同微观物理对银河系 H ii 区 D 型扩张的相对重要性
DOI：
10.1093/mnras/stv1814
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发表时间：
2015
影响因子：
4.8
通讯作者：
Haworth T
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Haworth T
辐射流体动力学（RHD）模拟被用来研究许多天体物理现象，然而，它们需要使用简化的辐射输运和热处方，以减少计算成本。在本文中，我们提出了一个系统的研究的重要性，微物理过程中的RHD模拟使用的例子D型Hiiregion扩展。我们比较最简单的氢只有模型与那些，包括：电离的H，He，C，N，O，S和Ne，不同的气体金属丰度，非LTE金属线覆盖恒星光谱模型的不同金属丰度，辐射压力，尘埃和治疗的光解区域。这些过程中的每一个都明确地使用现代数值方法，而不是参数化。与预期一致的是，由于微观物理学的变化，无论是电离光子的有效数量还是气体的热结构，都会导致D型膨胀的差异。在一般情况下，我们发现，更现实的计算导致发病的D-型膨胀在较小的半径和较慢的后续膨胀。因此，使用简化的微观物理学模拟恒星形成区域可能高估了辐射反馈的强度。我们发现，气体金属丰度的变化和尘埃的夹杂物可以影响电离前沿演变在10- 20%的水平超过500千年，这可能会大大修改简化的三维模型，包括反馈的结果。恒星金属丰度、辐射压力和光解离区的列入都是1%或更低水平的不太重要的影响，因此在模拟HiII区的动态演变方面不太重要。
Radiation hydrodynamics (RHD) simulations are used to study many astrophysical phenomena; however, they require the use of simplified radiation transport and thermal prescriptions to reduce computational cost. In this paper, we present a systematic study of the importance of microphysical processes in RHD simulations using the example of D-type Hiiregion expansion. We compare the simplest hydrogen-only models with those that include: ionization of H, He, C, N, O, S and Ne, different gas metallicity, non-LTE metal-line-blanketed stellar spectral models of varying metallicity, radiation pressure, dust and treatment of photodissociation regions. Each of these processes is explicitly treated using modern numerical methods rather than parametrization. In line with expectations, changes due to microphysics in either the effective number of ionizing photons or the thermal structure of the gas lead to differences in D-type expansion. In general, we find that more realistic calculations lead to the onset of D-type expansion at smaller radii and a slower subsequent expansion. Simulations of star-forming regions using simplified microphysics are therefore likely overestimating the strength of radiative feedback. We find that both variations in gas metallicity and the inclusion of dust can affect the ionization front evolution at the 10–20 per cent level over 500 kyr, which could substantially modify the results of simplified 3D models including feedback. Stellar metallicity, radiation pressure and the inclusion of photodissociation regions are all less-significant effects at the 1 per cent level or less, rendering them of minor importance in the modelling the dynamical evolution of Hiiregions.
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