[論文レビュー] THE BIRTH OF A GALAXY: PRIMORDIAL METAL ENRICHMENT AND POPULATION II STELLAR POPULATIONS

John Wise, Matthew Turk+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 11, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 2被引用数 1

ひとこと要約

本研究では、適応メッシュ細分化放射流体力学シミュレーションと適応的レイトレイティングを用いて、第3星族から第2星族への星形成移行をモデル化する。その結果、1つのペア不安定性超新星（PISN）がハローを10⁻³ Z☉の金属量の下限まで豊かにし、第2星族の形成を引き起こし、ダムプド・ライマンアルファ系の観測された下限を説明できることが示された。

ABSTRACT

Population III stars first form in dark matter halos with masses around 10 6 M� . By definition, they are metal-free, and their protostellar collapse is driven by molecular hydrogen cooling in the gas- phase, leading to a massive characteristic mass � 100 Mand suppressed fragmentation. Population II stars with lower characteristic masses form when the star-forming gas reaches a critical metallicity of 10 −6 10 −3:5 Z� , depending on whether dust cooling is important. We present adaptive mesh refinement radiation hydrodynamics simulations that follows the transition from Population III to II star formation. We model stellar radiative feedback with adaptive ray tracing. A top-heavy initial mass function for the Population III stars is considered, resulting in a plausible distribution of pair- instability supernovae and associated metal enrichment. We find that the gas fraction recovers from 5 percent to nearly the cosmic fraction in halos with merger histories rich in halos above 10 7 M� . A single pair-instability supernova is sufficient to enrich the host halo toa metallicity floor of 10 −3 Z� and to transition to Population II star formation. This provides a natural explanation for the observed floor on damped Lyman alpha (DLA) systems metallicities reported in the literature, which is of this order. We find that stellar metallicities do not necessarily trace stellar ages, as mergers of halos with established stellar populations can create superpositions of t Z evolutionary tracks. A bimodal metallicity distribution is created after a starburst occurs when the halo can cool efficiently through atomic line cooling. Subject headings: cosmology — methods: numerical — hydrodynamics — radiative transfer — star formation

研究の動機と目的

• 第3星族の星形成から第2星族への移行が起こる物理的条件を理解すること。
• 初期銀河の金属量進化に及ぼす星の放射フィードバックと金属豊かさの役割をモデル化すること。
• ハローの合体歴がガス質量分率の回復と第2星族形成の金属量閾値に与える影響を調査すること。
• 観測されたダムプド・ライマンアルファ系の金属量下限（10⁻³ Z☉のオーダー）を説明すること。
• 合体が活発な環境における星の金属量が、星の年齢を信頼性高く反映するかどうかを検討すること。

提案手法

• 適応メッシュ細分化（AMR）放射流体力学シミュレーションにより、高赤方偏移ハローにおけるガスの運動と冷却を追跡する。
• 質量の大きな第3星族星からの放射フィードバックをモデル化するために、適応的レイトレイティングが用いられる。
• 第3星族星に対して上位重い初期質量関数を仮定し、ペア不安定性超新星（PISN）のモデル化を可能にする。
• 金属豊かさはPISN爆発を通じてモデル化され、金属量の進化はホストハロー内で計算される。
• ハローの合体歴を追跡して、ガス質量分率と金属量が時間とともにどのように変化するかを評価する。
• 原子線冷却を含め、冷却効率と星形成閾値への影響を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高赤方偏移ハローにおいて、第3星族から第2星族への星形成移行を引き起こす金属量閾値は何か？
• RQ2 1つのペア不安定性超新星が、ハローを十分に金属で豊かにし、第2星族の星形成を開始させることができるか？
• RQ3 ハローの合体歴が、初期銀河におけるガス質量分率と金属量の回復にどのように影響するか？
• RQ4 なぜ観測されたダムプド・ライマンアルファ系の金属量に下限があるのか？これはPISNによる金属豊かさの増加で説明可能か？
• RQ5 合体が活発な環境において、星の金属量は常に星の年齢を的確に反映していると言えるか？

主な発見

• 1つのペア不安定性超新星が、ホストハローの金属量を10⁻³ Z☉の下限まで豊かにし、第2星族星形成への移行を可能にする。
• 10⁷ M☉を超えるハローが多数存在する合体歴を有するハローでは、ガス質量分率が5%から宇宙の値にほぼ回復する。
• 観測されたダムプド・ライマンアルファ系の金属量下限は、このPISN駆動金属豊かさ増加メカニズムによって自然に説明できる。
• 合体によって異なる金属量進化軌道が重複するため、星の金属量は常に星の年齢を反映するとは限らない。
• 星爆発後に原子線冷却がハローで効率的に機能すると、金属量の二峰性分布が出現する。
• ダスト冷却の重要性に応じて、第2星族形成への移行は10⁻⁶ ～ 10⁻³.⁵ Z☉の臨界金属量で発生する。