Galaxy formation is a continuous process that started only a few hundred million yearsafter the Big Bang. The first galaxies were very volatile, with bursts of star formationand disorganised gas motions. However, even as these galaxies evolved to have orderlyrotating gas discs, the gas within the disc, referred to as the interstellar medium (ISM),still remained highly turbulent. In fact, the ISM is supersonically turbulent, meaning thatthe disorganised gas motion exceeds the speed of sound in the medium. This supersonicturbulence has been connected to several crucial properties related to galaxy evolution; forexample, increasing (and decreasing in some regions) the ISM gas density, star formation,and gas mixing. Many observation have shown that all of the gas phases in the ISM experience su-personic levels of turbulence, with line widths (an observational method to quantify theamount of turbulence) as high as σg ≲ 100 km s−1 in high-redshift (younger) disc galaxies,while local quiescent discs have σg ≲ 40 km s−1 . However, the ISM contains a variety ofgas phases that cover a wide range of temperatures and densities, which exhibit differentlevels of turbulence. For example, the warm ionised gas phase represents the upper limitsquoted above, while colder denser gas only reaches σg ≲ 40 km s−1 and σg ≲ 15 km s−1 inhigh-redshift and local galaxies, respectively. The physical processes driving this turbulence are not fully understood, but a combi-nation of stellar feedback (e.g. supernova) and gravitational instability (e.g. during cloudcollapse) have been suggested to provide a majority of the turbulent energy. In particular,stellar feedback is crucial in the formation of warm ionised gas and may therefore have asignificant contribution on the turbulence within ionised gas. Furthermore, heterogeneousdata of widely different galaxies (in terms of e.g. mass and size) at different resolutions(which causes artificial line broadening) complicates understanding the underlying cause. A commonly used tracer of ionised gas is the Hα emission line and has been usedextensively in high-redshift surveys. However, the contribution of the Hα signal comesfrom two primary sources: the radiatively ionised regions around massive newborn starsembedded in molecular gas (called H II regions) and diffuse ionised gas (DIG) filling theentire galactic disc. Observations have found that these two sources contribute, on average,roughly the same amount to the Hα signal (although with a large spread), but the levelsof turbulence is starkly different; with the DIG being roughly 2-3 times more turbulethan the gas in H II regions. Numerical simulations have come a long way and are now able to simulate entire discgalaxies at parsec-scale resolution (in regions of interest). Furthermore, galaxy simulationshave been able to reproduce the level of turbulence observed in local and high-redshiftgalaxies. Direct comparisons between numerical and observational studies are crucial tounderstand the relevant physics driving observed correlations. However, numerical andobservational work have different data available and the reduction/analysis varies betweenauthors, and so diligence is required to perform qualitative comparisons. In this work, I perform numerical simulations to investigate ISM turbulence in differentgas phases. My simulations model a Milky Way-like galaxy at two different redshifts(using gas fraction as a proxy for redshift) and with/without stellar feedback physics, toevaluate its impact. I perform mock observations to explore the relation between the starformation rate and turbulence, and investigate what is driving this relation. Additionally, Ianalyse the Hα emission line and compare the contribution in intensity and line broadening(turbulence) from H II regions and DIG. / Galaxbildning är en kontinuerlig process som började bara några hundra miljoner år efterBig Bang. De första galaxerna var mycket volatila, med utbrott av stjärnbildning ochoorganiserade gasrörelser. Men även efter att dessa galaxer utvecklade ordnade roterandegasskivor, förblev gasen inom skivan, kallat det interstellära mediet (ISM), fortfarandehögt turbulent. Faktum är att ISM är supersoniskt turbulent, vilket innebär att de oorgan-iserade gasrörelserna överstiger ljudets hastighet i mediet. Denna supersoniska turbulenshar kopplats till flera avgörande egenskaper relaterade till galaxutveckling; till exempel,öka (och i vissa regioner minska) ISM:ets gas densitet, stjärnbildning och gasblandning. Många observationer har visat att alla gasfaser i ISM upplever supersoniska nivåer avturbulens, med linjebredder (en observationsmetod för att kvantifiera mängden turbulens)så höga som σg ≲ 100 km s−1 i hög-rödförskjutnings (dvs. yngre) skivgalaxer, medanlokala lugna skivor har σg ≲ 40 km s−1. Emellertid innehåller ISM olika gasfaser somtäcker ett brett spektrum av temperaturer och densiteter, vilka uppvisar olika nivåer avturbulens. Till exempel representerar den varma joniserade gasfasen de övre gränsernasom nämns ovan, medan kallare, tätare gas endast når σg ≲ 40 km s−1 och σg ≲ 15 km s−1i hög-rödförskjutnings och lokala galaxer, respektive. De fysikaliska processer som driver denna turbulens är inte fullt förstådda, men enkombination av stellär feedback (t.ex. supernova) och gravitationsinstabilitet (t.ex. undermolnkollaps) har föreslagits ge en majoritet av den turbulenta energin. I synnerhet ärstellär feedback avgörande för bildandet av varm joniserad gas och kan därför ha ettbetydande bidrag till turbulensen inom joniserad gas. Dessutom komplicerar heterogenadata från mycket olika galaxer (i termer av t.ex. massa och storlek) vid olika upplösningar(vilket orsakar konstgjord linjebreddning) förståelsen av den underliggande orsaken. En vanligt använd spårare av joniserad gas är Hα-emissionslinjen och har använts om-fattande i undersökningar vid hög rödförskjutning. Emellertid kommer bidraget från Hα-signalen från två primära källor: de strålningsjoniserade regionerna runt massiva nyföddastjärnor inbäddade i molekylär gas (kallade H II -regioner) och diffus joniserad gas (DIG) som fyller hela den galaktiska skivan. Observationer har funnit att dessa två källor bidrar,i genomsnitt, ungefär lika mycket till Hα-signalen (dock med en stor spridning), mennivåerna av turbulens är markant olika; med DIG ungefär 2-3 gånger mer turbulent ängasen i H II-regioner. Numeriska simuleringar har kommit långt och kan nu simulera hela skivgalaxer medparsec-skala upplösning (i områden av intresse). Dessutom har galaxsimuleringar kunnatåterskapa den nivå av turbulens som observerats i lokala och hög-rödförskjutningsgalaxer. Men numeriska och observationsbaserade arbeten har olika tillgängliga data och reduk-tion/analys varierar mellan författare, och därför krävs noggrannhet för att göra kvalita-tiva jämförelser. I detta arbete utför jag numeriska simuleringar för att undersöka ISM-turbulens i olikagasfaser. Mina simuleringar modellerar jag en Vintergatan-liknande galax vid två olikarödförskutningar (användande gasfraktion som en proxy för rödförskutning) och med/utanfysik för stellär feedback, för att utvärdera dess påverkan. Jag utforskar förhållandetmellan stjärnbildningshastigheten och turbulensen, och undersöker vad som driver dettaförhållande. Dessutom analyserar jag Hα-emissionslinjen och jämför bidraget i intensitetoch linjebreddning (turbulens) från H II-regioner och DIG.