[論文レビュー] Great Balls of FIRE I: The formation of star clusters across cosmic time in a Milky Way-mass galaxy

Michael Y Grudić, Zachary Hafen+6 more|arXiv (Cornell University)|Mar 10, 2022

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、FIRE-2 MHDシミュレーションから得られた自己整合的形成のGiant Molecular Clouds (GMCs) を、高解像度シミュレーションにキャリブレーションされたGMCスケールの銀河団形成モデルを用いて、ミルキーウェイ質量の銀河における銀河団形成を再現する後処理手法を提案する。主な結果として、銀河団形成効率（Γ）は局所的なISM状態に依存し、全体で13%に達する。また、初期質量関数は普遍的ではなく、宇宙時間と環境に応じて進化し、高Σgasおよび高ΣSFR領域では、凝縮的・高密度の銀河団が形成される。

ABSTRACT

The properties of young star clusters formed within a galaxy are thought to vary in different interstellar medium (ISM) conditions, but the details of this mapping from galactic to cluster scales are poorly understood due to the large dynamic range involved in galaxy and star cluster formation. We introduce a new method for modeling cluster formation in galaxy simulations: mapping giant molecular clouds (GMCs) formed self-consistently in a FIRE-2 MHD galaxy simulation onto a cluster population according to a GMC-scale cluster formation model calibrated to higher-resolution simulations, obtaining detailed properties of the galaxy's star clusters in mass, metallicity, space, and time. We find $\sim 10\%$ of all stars formed in the galaxy originate in gravitationally-bound clusters overall, and this fraction increases in regions with elevated $\Sigma_{ m gas}$ and $\Sigma_{ m SFR}$, because such regions host denser GMCs with higher star formation efficiency. These quantities vary systematically over the history of the galaxy, driving variations in cluster formation. The mass function of bound clusters varies -- no single Schechter-like or power-law distribution applies at all times. In the most extreme episodes, clusters as massive as $7 imes 10^6 M_\odot$ form in massive, dense clouds with high star formation efficiency. The initial mass-radius relation of young star clusters is consistent with an environmentally-dependent 3D density that increases with $\Sigma_{ m gas}$ and $\Sigma_{ m SFR}$. The model does not reproduce the age and metallicity statistics of old ($>11 m Gyr$) globular clusters found in the Milky Way, possibly because it forms stars more slowly at $z>3$.

研究の動機と目的

• 銀河団の性質（質量、金属量、サイズ、形成時刻）が、宇宙時間と銀河環境によってどのように変化するかを理解すること。
• 星形成物理学における大きなダイナミクスレンジのため、銀河スケールのISM状態と銀河団スケールの性質を結びつける統一的モデルが不足している問題を解決すること。
• 既存の銀河シミュレーションのコードを変更することなく、銀河団集団の詳細な予測を可能にする後処理フレームワークを開発すること。
• モデルが観測された銀河団統計、特に古い球状銀河団の年齢-金属量関係を再現できるかを検証すること。

提案手法

• 高解像度のFIRE-2 MHD宇宙論的ズームインシミュレーション（Guszejnov et al. 2020a）で特定されたGMCを、合成された星団集団にマッピングする。
• 高解像度シミュレーションにキャリブレーションされた統計的銀河団形成モデル（G21）を用い、GMCの性質（質量、表面密度、星形成効率など）と束縛銀河団形成との関係を定式化する。
• 銀河団形成効率（Γ）は、局所的なISM状態、特にΣgasおよびΣSFRに基づいて計算され、これらはGMC表面密度および星形成効率と相関する。
• 各銀河団の初期質量関数、初期サイズ（有効半径）、金属量、形成時刻は、母体GMCの性質に基づいて予測される。
• フレームワークはミルキーウェイ質量の銀河に適用され、宇宙時間にわたる銀河団集団の進化を時間分解能で分析可能となる。
• 本手法は、元のシミュレーションコードを変更する必要がないため、既存の銀河シミュレーションに容易に適用可能である。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ミルキーウェイ質量の銀河において、銀河団形成効率（Γ）は、宇宙時間および局所的なISM状態（ΣgasおよびΣSFR）にどのように依存するか？
• RQ2 束縛星団の初期質量関数（IMF）は時間経過とともに一定のままであるのか、それとも環境依存性によって変化するのか？
• RQ3 観測された銀河団質量-半径関係の散らばりの起源は何か。また、環境および時間とともにどのように進化するか？
• RQ4 本モデルは、ミルキーウェイの球状銀河団の年齢-金属量分布をどの程度再現できるか？
• RQ5 若年銀河団の初期構造的性質（例：有効半径）は、母体GMCの表面密度および星形成率表面密度にどのように依存するか？

主な発見

• シミュレートされたミルキーウェイ質量の銀河における全体の銀河団形成効率（Γ）は13%であり、ISM状態の変化に伴い時間的に顕著に変動する。
• Γは局所的なΣgasおよびΣSFRと強く相関しており、これらは自己重力的GMCの表面密度を決定し、それが星形成効率を支配する。
• 束縛銀河団の初期質量関数は、単一のパワーロウまたはSchechter関数では記述できない。形状と正規化定数は宇宙時間とともに顕著に変化し、環境依存性を反映している。
• 質量が7 × 10⁶ M⊙に達するような高質量銀河団が、最も極端で高密度かつ高効率なGMCで形成されており、高質量銀河団形成が極端な条件下で可能であることを示唆している。
• 全般的な初期質量-半径関係はReff ∝ M_cl^0.25であるが、固定された環境内ではReff ∝ M_cl^1/3に従い、3次元密度が一定で、ΣgasおよびΣSFRに応じて増加する。
• 本モデルは、古いミルキーウェイの球状銀河団の年齢-金属量分布を再現できない。これは、z > 3で星形成歴が遅めに設定されているためであり、高赤方偏移域の星形成プロパーの改善が求められる。