[論文レビュー] Formation of Proto-Globular Cluster Clouds by Thermal Instability

Hyesung Kang, George Lake+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 25, 2000

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、原始銀河ハローにおける熱不安定性を介した原始球状星団雲（PGCC）の形成を、自己重力および放射冷却を含む1次元球対称流体力学的シミュレーションを用いて調査している。冷却は10⁴ Kまで行われる。その結果、10⁵.⁶–10⁸ M☉ の範囲でわずかに非線形（δ ≳ 1）な摂動のみが、高圧縮（10².⁵–10⁶）を伴う非定常的崩壊を経て、重力的に束縛された状態となり、10⁵.⁵ M☉ にまで低下するジェンス質量を実現し、密度が高くコア-ハロー構造を持つPGCCを形成することが明らかになった。

ABSTRACT

Many models of globular cluster formation assume the presence of cold dense clouds in early universe. Here we re-examine the Fall & Rees (1985) model for formation of proto-globular cluster clouds (PGCCs) via thermal instabilities in a protogalactic halo. We first argue, based on the previous study by others, that under the protogalactic environments only nonlinear density inhomogeneities can condense into PGCCs. We then carry out numerical simulations of the collapse of overdense clouds in one-dimensional spherical geometry, including self-gravity and radiative cooling down to T=10^4 K. Since imprinting of Jeans mass at 10^4 K is essential to this model, here we focus on the cases where external UV background radiation prevents the formation of H2 molecules and so prevent the cloud from cooling below 10^4 K. The quantitative results from these simulations can be summarized as follows: 1) Perturbations smaller than M_min ~ (10^{5.6} M_sun) (n_h/0.05 cm3)^{-2} cool isobarically, while perturbations larger than M_max ~ (10^8 M_sun) (n_h/0.05 cm3)^{-2} cool isochorically. On the other hand, intermediate size perturbations (M_min< M_pgcc < M_max) are compressed supersonically. 2) For supersonically collapsing clouds, the density compression factor after they cool to T_c=10^4 K range 10^{2.5}-10^6. 3) For supersonically collapsing clouds the Jeans mass can be reduced to as small as 10^{5.5} M_sun (n_h/0.05 cm3)^{-1/2} at the maximum compression. 4) The density profile of simulated PGCCs can be approximated by a constant core with a halo of rho ~ r^{-2} rather than a singular isothermal sphere.

研究の動機と目的

• 原始銀河ハローにおける熱不安定性を介した原始球状星団雲（PGCC）の形成を調査すること。
• 熱的に不安定な雲が重力的に束縛されたPGCCに崩壊可能な質量およびスケールを特定すること。
• 現実的な冷却条件下における非定常的崩壊の圧縮因子およびジェンス質量を定量化すること。
• 幾何学的形状および非線形性が、浮力駆動不安定性に対してPGCC形成を安定化させる役割を評価すること。

提案手法

• 自己重力および10⁴ Kまで冷却を含む1次元球対称流体力学的シミュレーション。
• 10⁴ K未満でのH₂冷却を防ぐ外部UV背景を持つ原始銀河ハロー内の雲をモデル化。
• 冷却距離 lcool をキースケールとして、凝縮する雲の範囲（0.2lcool ≤ Rc ≤ lcool）を定義。
• 等圧的崩壊と非定常的崩壊の両状態における圧縮因子およびジェンス質量を計算。
• 密度プロファイルの分析により、PGCCが特異的等温球体モデルに類似しているか、または一定コアに伴う r⁻² のハローを持つのかを特定。
• 球対称モデルの妥当性を検証するため、先行の1次元平面平行および2次元シミュレーションと結果を比較。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 原始銀河ハロー内の密度摂動のどの質量およびスケールが、熱不安定性を介して重力的に束縛されたPGCCを形成できるか？
• RQ2 熱的に不安定な雲において、等圧的崩壊と非定常的崩壊の間で圧縮因子およびジェンス質量はどのように異なるか？
• RQ3 幾何学的形状（球対称対比平面平行）が、崩壊雲の最終的な密度対比および安定性に与える影響は何か？
• RQ4 非線形（δ ≳ 1）な摂動は、浮力駆動不安定性に打ち勝って安定なPGCCを形成できるか？
• RQ5 シミュレーションされたPGCCの密度プロファイルは、標準的なモデル（特異的等温球体）とどのように異なるか？

主な発見

• 質量 M < M_min ≈ 10⁵.⁶ M☉（n_h/0.05 cm⁻³）⁻² の摂動は等圧的冷却を経て、重力的に束縛されないまま残存する。
• 質量 M > M_max ≈ 10⁸ M☉（n_h/0.05 cm⁻³）⁻² の摂動は等体積冷却を経て、熱的不安定性に欠け、明確なPGCCを形成しない。
• 中程度質量の雲（M_min < M_PGCC < M_max）は非定常的崩壊を経て、10².⁵～10⁶ の密度圧縮因子を示し、等圧的圧縮を上回る。
• 非定常的崩壊におけるジェンス質量は、最大圧縮時に10⁵.⁵ M☉（n_h/0.05 cm⁻³）⁻¹/² まで低下し、重力的束縛を可能にする。
• シミュレーションされたPGCCは、一定コア密度プロファイルを示し、外側のハローは ρ ∝ r⁻² に従うが、特異的等温球体モデルとは異なる。
• 安定なPGCCに凝縮可能なのは、わずかに非線形（δ ≳ 1）な密度非均一性に限られ、線形摂動は浮力駆動不安定性によって破壊される。