[논문 리뷰] Formation of Proto-Globular Cluster Clouds by Thermal Instability

Hyesung Kang, George Lake외 1명|arXiv (Cornell University)|2000. 10. 25.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 1인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 원시은하 은하복사의 열불안정성에 의해 원시구형은하구름(PGCCs)이 어떻게 형성되는지를 연구한다. 10⁴ K까지 자기중력과 복사냉각을 고려한 1차원 구형 유체역학 시뮬레이션을 사용하여 분석한다. 그 결과, 10⁵.⁶–10⁸ M☉ 범위 내에서 약간 비선형적(δ ≳ 1)인 불안정성이 초음속 수축을 일으키며 고압축(10².⁵–10⁶)을 경험함으로써 중력으로 묶인 상태가 되고, 저온에서의 저항력이 10⁵.⁵ M☉까지 낮아져서 밀도가 높고 핵-헤일로를 가진 PGCC가 형성됨을 밝혀냈다.

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.

연구 동기 및 목표

• 원시은하 은하복사에서 열불안정성을 통해 원시구형은하구름(PGCCs)의 형성을 연구하는 것.
• 열불안정한 은하구름이 중력으로 묶인 PGCCs로 수축할 수 있는 질량 및 치수 척도를 규명하는 것.
• 실제 냉각 조건 하에서 초음속 수축하는 은하구름의 圧축 계수와 제인 질량을 정량화하는 것.
• 기하학적 형태와 비선형성의 영향이 부력 기반 불안정성에 대비하여 PGCC 형성에 어떤 역할을 하는지 평가하는 것.

제안 방법

• 자기중력과 10⁴ K까지의 복사냉각을 고려한 1차원 구형 유체역학 시뮬레이션.
• 10⁴ K 이하에서 H₂ 냉각을 방지하기 위해 외부 UV 배경이 존재하는 원시은하 은하복사 내 은하구름을 모델링.
• 냉각 거리 lcool을 핵심 척도로 사용하여 응축하는 은하구름의 범위(0.2lcool ≤ Rc ≤ lcool)를 정의.
• 등압과 초음속 수축 영역에서의 圧축 계수와 제인 질량을 계산.
• 밀도 프로파일을 분석하여 PGCC가 단일 등온 구형체 모델과 유사한지, 아니면 r⁻² 헤일로를 가진 일정한 핵을 가진지 판단.
• 이전의 1차원 평면-평행 및 2차원 시뮬레이션 결과와 비교하여 구형 모델의 타당성을 검증.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 원시은하 은하복사 내에서 어떤 질량 및 치수 척도의 밀도 불안정성이 열불안정성을 통해 중력으로 묶인 PGCCs를 형성할 수 있는가?
• RQ2 열불안정한 은하구름에서 등압 수축과 초음속 수축의 경우 圧축 계수와 제인 질량은 어떻게 다를까?
• RQ3 기하학적 형태(구형 대비 평면-평행)가 응축하는 은하구름의 최종 밀도 대비 및 안정성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 비선형적(δ ≳ 1) 불안정성이 부력 기반 불안정성에 의해 파괴되지 않고 안정적인 PGCC를 형성할 수 있는가?
• RQ5 모의된 PGCC의 밀도 프로파일은 일반적인 모델인 단일 등온 구형체와 어떻게 비교되는가?

주요 결과

• 질량 M < M_min ≈ 10⁵.⁶ M☉ (n_h/0.05 cm⁻³)⁻² 인 불안정성은 등압으로 냉각되어 중력으로 묶이지 않은 상태로 유지된다.
• 질량 M > M_max ≈ 10⁸ M☉ (n_h/0.05 cm⁻³)⁻² 인 불안정성은 등체적 냉각을 겪으며 열불안정성이 없어져 뚜렷한 PGCC를 형성하지 못한다.
• 중간 질량 은하구름(M_min < M_PGCC < M_max)은 초음속 수축을 겪으며 밀도 압축 계수는 10².⁵에서 10⁶ 사이로 증가하여 등압 수축보다 높다.
• 초음속 수축하는 은하구름에서 제인 질량은 최대 압축 상태에서 10⁵.⁵ M☉ (n_h/0.05 cm⁻³)⁻¹/²까지 낮아져 중력으로 묶이는 것을 가능하게 한다.
• 모의된 PGCC는 외부 헤일로가 r⁻² 비례로 감소하는 일정한 핵 밀도 프로파일을 보이며, 단일 등온 구형체 모델과 다릅니다.
• 오직 약간의 비선형성(δ ≳ 1)을 가진 밀도 비균일성이 안정적인 PGCC로 응축될 수 있으며, 선형 불안정성은 부력 기반 불안정성에 의해 파괴된다.