[논문 리뷰] 3D radiative hydrodynamic simulations of protostellar collapse with H-C-O dynamical chemistry

Natalia Dzyurkevich, B. Commerçon외 2명|arXiv (Cornell University)|2016. 05. 25.

Astrophysics and Star Formation Studies인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 전체 동적 H-C-O 화학을 고려한 3차원 복사역학유체역학 시뮬레이션을 통해 초기 항성 붕괴를 처음으로 모의한다. 복사전달, 기체-먼지 화학, 유체역학을 결합한 결과, 특히 1 µm 이상의 크기의 먼지 입자에 대해 동적 화학이 CO 기체상 농도와 얼음 형성에 필수적임을 입증하며, 먼지 크기와 분포가 이온화도와 자기저항 손실에 크게 영향을 준다는 것을 보여준다.

ABSTRACT

Combining the co-evolving chemistry, hydrodynamics and radiative transfer is an important step for star formation studies. It allows both a better link to observations and a self-consistent monitoring of the magnetic dissipation in the collapsing core. Our aim is to follow a chemo-dynamical evolution of collapsing dense cores with a reduced gas-grain chemical network. We present the results of radiative hydrodynamic (RHD) simulations of 1 M$_\odot$ isolated dense core collapse. The physical setup includes RHD and dynamical evolution of a chemical network. To perform those simulations, we merged the multi-dimensional adaptive-mesh-refinement code RAMSES and the thermo-chemistry Paris-Durham shock code. We simulate the formation of the first hydro-static core (FHSC) and the co-evolution of 56 species describing mainly H-C-O chemistry. Accurate benchmarking is performed, testing the reduced chemical network against a well-establiched complex network. We show that by using a compact set of reactions, one can match closely the CO abundances with results of a much more complex network. Our main results are: (a) We find that gas-grain chemistry post-processing can lead to one order of magnitude lower CO gas-phase abundances compared to the dynamical chemistry, with strongest effect during the isothermal phase of collapse. (b) The free-fall time has little effect on the chemical abundances for our choice of the parameters. (c) Dynamical chemical evolution is required to describe the CO gas phase abundance as well as the CO ice formation for the mean grain size larger then 1$μ$m. (d) Furthermore, dust mean size and size distribution have a strong effect on chemical abundances and hence on the ionization degree and magnetic dissipation. We conclude that dust grain growth in the collapse simulations can be as important as coupling the collapse with chemistry.

연구 동기 및 목표

• 자기 일관된 복사역학유체역학과 기체-먼지 화학을 통한 초기 항성 붕괴의 화학-역학적 진화를 모델링하기 위해.
• 핵붕괴 기간 동안 자유낙하 시간과 먼지 특성이 화학 농도에 미치는 영향를 평가하기 위해.
• 정적 화학을 후처리로 적용하는 것과 비교해 정확한 CO 및 얼음 농도를 얻기 위해 동적 화학이 얼마나 필수적인지 평가하기 위해.
• 먼지 입자 크기와 크기 분포가 붕괴 핵에서 이온화도와 자기저항 손실에 어떻게 영향을 주는지 정량화하기 위해.
• 복잡한 네트워크와 일치하면서도 3차원 시뮬레이션을 가능하게 하는 계산적으로 실현 가능한 단순화된 H-C-O 화학 네트워크를 수립하기 위해.

제안 방법

• RAMSES의 적응 메쉬-세분화 유체역학 코드를 PDS의 열역학-화학 코드와 결합하여 3차원 복사역학유체역학과 동적 화학을 수행하였다.
• 56종의 종을 포함한 1 M⊙의 고밀도 핵 붕괴를 3차원에서 시뮬레이션하였으며, 계산 비용 절감을 위해 H-C-O 화학에 집중하였다.
• 정확성을 확보하면서도 3차원 시뮬레이션을 가능하게 하기 위해 전체 기체-먼지 네트워크와의 검증을 거친 단순화된 화학 네트워크를 사용하였다.
• 중앙 밀도가 약 10^13 cm⁻³이고 온도가 약 800 K에 이르는 첫 번째 정적 핵 형성까지 추적하였다.
• 최종 동적 구조에 대해 확장된 정적 화학 네트워크를 후처리로 적용하여 동적 화학과의 CO 농도 차이를 평가하였다.
• 자유낙하 시간과 먼지 입자 크기(0.02–0.1 µm)를 변화시켜 분비와 이온화에 미치는 영향을 연구하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 자유낙하 단계의 지속 시간(즉, 자유낙하 시간)이 붕괴 핵 내 화학 농도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 동적 화학과 후처리 정적 화학 간의 차이가 CO 기체상 농도 예측에 얼마나 큰가?
• RQ3 먼지 입자 크기와 크기 분포가 초기 항성 핵 내 분자 분비와 이온화에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 먼지 입자 성장이 붕괴 핵 내 자기확산도 추정의 정확성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 단순화된 H-C-O 화학 네트워크가 3차원 화학-역학-복사유체역학 시뮬레이션에서 전체 기체-먼지 네트워크의 결과를 정확하게 재현할 수 있는가?

주요 결과

• 단순화된 H-C-O 화학 네트워크는 전체 네트워크와 양호한 일치를 보이며, 계산적으로 실현 가능한 3차원 화학-역학-복사유체역학 시뮬레이션을 가능하게 한다.
• 정적 화학을 후처리로 적용한 결과, 특히 등온 붕괴 단계에서 동적 화학에 비해 CO 기체상 농도가 최대 한 계급 낮아진다.
• 선택된 매개변수에 대해 자유낙하 시간은 화학 농도에 거의 영향을 주지 않으며, 이는 동적 시간 스케일이 화학 진화 시간 스케일보다 지배적임을 시사한다.
• 1 µm 이상의 크기의 먼지 입자에 대해 기체-먼지 상호작용 시간 스케일이 동적 시간 스케일을 초과하므로, 정확한 분자 분비를 위해 동적 화학이 필수적이다.
• 먼지 입자 크기를 0.02에서 0.1 µm로 변화시킬 경우 CO와 H₂O 기체상 농도가 최대 두 계급 변화하며, 이는 먼지 크기가 매우 중요한 역할을 함을 강조한다.
• 먼지 입자 크기와 크기 분포는 이온화도와 자기저항 손실에 크게 영향을 주며, 이는 화학 결합과 동일한 중요도를 가진다.