[論文レビュー] First Light: A Brief Review

John Wise|arXiv (Cornell University)|Jan 23, 2012

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 60被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、数値シミュレーションのレビューであり、質量の大きな恒星が、z ≈ 20–30 の頃に低質量のダークマター銀河団（~10⁶ M⊙）で形成され、周囲のガスを電離・排出することで、星形成を遅らせるガス貧困な環境を形成することを示している。これらのシミュレーションは、恒星からの放射的および超新星のフィードバックが、銀河間媒体（IGM）を約10⁻³ Z⊙まで金属で豊かにし、最初の銀河の形成を駆り立て、宇宙の再電離を可能にすることを示している。

ABSTRACT

The first stars in the universe are thought to be massive, forming in dark matter halos with masses around 10^6 solar masses. Recent simulations suggest that these metal-free (Population III) stars may form in binary or multiple systems. Because of their high stellar masses and small host halos, their feedback ionizes the surrounding 3 kpc of intergalactic medium and drives the majority of the gas from the potential well. The next generation of stars then must form in this gas-poor environment, creating the first galaxies that produce the majority of ionizing radiation during cosmic reionization. I will review the latest developments in the field of Population III star formation and feedback and its impact on galaxy formation prior to reionization. In particular, I will focus on the numerical simulations that have demonstrated this sequence of events, ultimately leading to cosmic reionization.

研究の動機と目的

• 初期宇宙における最初の星（第3星族）の形成メカニズムとフィードバック効果を理解すること。
• 第3星族星からの放射的・化学的・力学的フィードバックが、その後の銀河形成および宇宙の再電離に与える影響を調査すること。
• 第3星族星の連星または複数系が、前もっての電離および金属豊かさに与える役割を検討すること。
• 金属が存在しない星形成から最初の金属を含む銀河が出現するまでの遷移をモデル化すること。
• ガスが銀河団から排出される条件と、それが後の星形成のタイミングと効率に与える影響を明確にすること。

提案手法

• 適応メッシュリファインメント（AMR）およびスムージング粒子流体力学（SPH）を用いた高解像度の宇宙論的シミュレーションを採用し、ダークマター銀河団内の原始ガスの崩壊をモデル化した。
• 三体反応によるH₂生成と微細構造遷移を含む詳細な化学ネットワークを用いて、H₂の形成と冷却を追跡した。
• 質量の大きな第3星族星からの放射輸送と電離フィードバックをシミュレートし、周囲の銀河間媒体（IGM）に与える影響を評価した。
• 特にペア不安定性超新星（PISNe）を想定して、超新星爆発をモデル化し、IGMおよび銀河団内の金属豊かさの増加を定量した。
• 最小銀河団の階層的合体を追跡し、金属量の変化と星形成歴を分析した。
• 星形成が可能な最小銀河団（M > 10⁵ M⊙）を解像できる質量分解能を用い、赤方偏移z ≈ 30からz ≈ 7までの金属量の変化を追跡した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期宇宙における第3星族星の特徴的な質量と形成環境は何か？
• RQ2 第3星族星からの放射的および超新星フィードバックが、その銀河団内のガス量と星形成にどのように影響を与えるか？
• RQ3 再電離以前に、最初の星によって銀河間媒体がどの程度前もって電離され、前もって金属で豊かにされたか？
• RQ4 最小銀河団の階層的合体が、最初の銀河の金属量と星形成歴にどのように影響を与えるか？
• RQ5 連星または複数の第3星族星系が、フィードバックの結果とIGMの金属豊かさに果たす役割は何か？

主な発見

• 第3星族星は、z ≈ 20–30 の頃に、~10⁶ M⊙のダークマター銀河団で形成され、300 K未満での冷却が不十分なために、30–300 M⊙の質量範囲をとる。
• これらの星からの放射フィードバックにより、周囲の銀河間媒体約3 kpcが電離・排出され、銀河団内のガスが10–50 Myrにわたり枯渇する。
• 特にペア不安定性超新星（PISNe）による超新星爆発が、IGMをほぼ一様な金属量の下限（~10⁻³ Z⊙）まで豊かにした。
• z = 7に達する頃には、体積の76%が電離されており、質量の6.5%が10⁻³ Z⊙以上に金属で豊かにされたため、広範な前再電離の金属豊かさが示された。
• より大きな銀河は、約25個の最小銀河団の階層的合体によって形成され、z ≈ 10およびz ≈ 7.9に2回の主要な合体が発生し、z = 7で10⁹ M⊙の銀河団が形成された。
• より大きな銀河の金属量は、初期には不均一な金属豊かさのため散らばりが見られ、星形成が継続され金属が蓄積されるにつれて、持続的な増加を示した。