[論文レビュー] Numerical Evidence for Dark Star Formation: A Comment on "Weakly Interacting Massive Particle Dark Matter and First Stars: Suppression of Fragmentation in Primordial Star Formation" by Smith et al. 2012, ApJ 761, 154

Paolo Gondolo, Katherine Freese+2 more|arXiv (Cornell University)|Apr 28, 2013

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、スミスら2012年のシミュレーションが、ダークマター散乱がガスの破片化を抑制し、高密度（約10^17 cm⁻³）で平衡状態のダークスターフォーメーションを可能にする強力な数値的根拠を提供していると主張している。シミュレーションでは、崩壊中に形成されるシンクが、散乱加熱によって安定化されたダークスターとして機能し、それらの周囲に降着円盤が形成される一方、二次的なシンクは遠く離れた場所に形成され、ダークスターのダークマター準位とエネルギー源が保たれる。

ABSTRACT

(abridged) This comment is intended to show that simulations by Smith et al. (S12) support the Dark Star (DS) scenario and even remove some potential obstacles. Our previous work illustrated that the initial hydrogen densities of the first equilibrium DSs are high, ~10^{17}/cm^3 for the case of 100 GeV WIMPs, with a stellar radius of ~2-3 AU. Subsequent authors have somehow missed the fact that equilibrium DSs have the high densities they do. S12 have numerically simulated the effect of dark matter annihilation on the contraction of a protostellar gas cloud en route to forming the first stars. They show results at a density ~5 10^{14}/cm^3, slightly higher than the value at which annihilation heating prevails over cooling. However, they are apparently unable to reach the ~10^{17}/cm^3 density of our hydrostatic DS solutions. We are in complete agreement with their physical result that the gas keeps collapsing to densities > 5 10^{14}/cm^3, as it must before equilibrium DSs can form. However we are in disagreement with some of the words in their paper which imply that DSs never come to exist. It seems to us that S12 supports the DS scenario. They use the sink particle approach to treat the gas that collapses to scales smaller than their resolution limit. We argue that their sink is effectively a DS, or contains one. An accretion disk forms as more mass falls onto the sink, and the DS grows. S12 not only confirm our predictions about DS in the range where the simulations apply, but also solve a potential obstruction to DS formation by showing that dark matter annihilation prevents the fragmentation of the collapsing gas. Whereas fragmentation might perturb the dark matter away from the DS and remove its power source, instead S12 show that further sinks, if any, form only far enough away as to leave the DS undisturbed in the comfort of its dark matter surroundings.

研究の動機と目的

• ガスの破片化に関する懸念があるにもかかわらず、ダークスターが形成可能かどうかに関する文献における矛盾を解消すること。
• 一部の解釈とは対照的に、スミスらのシミュレーションが実際にダークスターのシナリオを支持していることを示すこと。
• シンク粒子がダークマター散乱によるエネルギー供給と高い密度のおかげで、実効的にダークスターとして機能していると主張すること。
• ダークマター散乱が降着円盤の安定性を保ち、破片化を防ぎ、ダークスターのダークマター環境を維持することを示すこと。
• 今後の研究における、高分解能のシミュレーションと高エネルギーダークマター散乱生成物のより良いモデル化を提案すること。

提案手法

• 原始的ハロー内のガス崩壊をモデル化するために、三次元流体力学的シミュレーションとシンク粒子を用いる。
• シンク粒子が非常に高い密度（約10^17 cm⁻³）とダークマター散乱によるエネルギー供給を有するため、実効的ダークスターとして扱う。
• 解像度の低い小スケールの力学を扱うために、約5 AUの降着半径を用いたシンク粒子法を適用する。
• 100 GeV WIMPの散乱生成物によるエネルギー供給をモデル化し、電磁気的カスケードとガスへの熱化を含む。
• 破片化の抑制を評価するために、降着円盤の安定性をトゥームレパラメータ Q > 1 で評価する。
• シミュレーション結果を解析的ダークスター解と比較することで、平衡状態のダークスターの存在を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 スミスらのシミュレーションは、原始的ガス雲において平衡状態のダークスターが形成可能であることを支持しているか？
• RQ2 ダークマター散乱が、原始的ガスの崩壊中に破片化を防ぎ、ダークスターフォーメーションを可能にするか？
• RQ3 シンク粒子が物理的性質とエネルギー供給のおかげで、実効的にダークスターとして機能しているか？
• RQ4 シミュレーションで形成された降着円盤が、ダークマター加熱のおかげで破片化に対して安定しているか？
• RQ5 100 GeV WIMPsの高エネルギー散乱生成物は、崩壊中のガスにおけるエネルギー供給と熱化にどのように影響するか？

主な発見

• スミスらのシミュレーションは、ダークマター散乱が破片化を抑制し、中心に1つの中央集権的原始星が形成可能であることを確認している。
• シミュレーションではガス密度が約5×10^14 cm⁻³に達しており、平衡状態のダークスター形成に必要な約10^17 cm⁻³に近づいているが、完全には達していない。
• シミュレーション内のシンク粒子は質量が約10 M⊙であり、ダークスターを宿すに十分な高密度であり、内部状態はダークスター解と整合的である。
• 中心シンクの周囲約1000 AUに降着円盤が形成され、散乱加熱によって安定化されており、トゥームレパラメータ Q > 1 である。
• 二次的なシンクは1000 AUより大きな距離にのみ形成され、中心のダークスターから離れており、そのダークマター準位とエネルギー源が保たれている。
• 破片化が中心のダークマター分布を破壊しないことを示すことで、シミュレーションはダークスターフォーメーションの主要な障害を克服した。