[논문 리뷰] In situ formation of the massive stars around SgrA*

Michela Mapelli, T. Hayfield외 2명|ArXiv.org|2008. 05. 02.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 1인용 수 9

한 줄 요약

이 논문은 은하중심에 둘러싸인 거대한 별들이 분비되는 분자구름이 은하중심으로 떨어지면서 tidal 힘에 의해 조밀한 디스크로 압축되어 빠르게 형성된다고 제안한다. 시뮬레이션 결과, 약 60만 년 이내에 약 6,000 M☉의 별들이 두꺼운 디스크(0.06–0.5 pc)에서 형성되며, 관측된 성질과 상위 무게 함수를 잘 재현한다.

ABSTRACT

The formation of the massive young stars surrounding SgrA* is still an open question. In this paper, we simulate the infall of an isothermal, turbulent molecular cloud towards the Galactic Centre (GC). As it spirals towards the GC, the molecular cloud forms a small and dense disc around SgrA*. Efficient star formation (SF) is expected to take place in such a dense disc. We model SF by means of sink particles. At ~6x10^5 yr, ~6000 solar masses of stars have formed, and are confined within a thin disc with inner and outer radius of 0.06 and 0.5 pc, respectively. Thus, this preliminary study shows that the infall of a molecular cloud is a viable scenario for the formation of massive stars around SgrA*. Further studies with more realistic radiation physics and SF will be required to better constrain this intriguing scenario.

연구 동기 및 목표

• SgrA* 근처의 거대한 젊은 별들이 은하중심으로 향하는 분자구름으로부터 현지에서 형성될 수 있는지 조사하기 위해.
• 초거대 브라운홀의 tidal 힘에 의해 파괴되는 것을 방지하고, tidal 압축과 디스크 형성이 가능한지 결정하기 위해.
• 조밀하고 자기중력이 작용하는 디스크에서의 별 형성이 SgrA* 주위의 관측된 질량, 반경, 초기 질량 함수를 재현할 수 있는지 시험하기 위해.
• 클러스터의 유입 모델에 대체할 수 있는 현지 형성 시나리오의 타당성을 평가하기 위해.

제안 방법

• N-body/스무딩된 입자 유체역학(SPH) 시뮬레이션을 통해 4.3×10⁴ M☉, 반경 15 pc, 등온인 분자구름이 3.5×10⁶ M☉의 브라운홀로 떨어지는 과정을 모델링한다.
• 별 형성을 모델링하기 위해 섭취 입자 방법을 사용하며, 질량 응집과 피드백은 경험적으로 처리한다.
• 중력 포텐셜에는 SMBH와 관측된 은하중심 밀도 프로파일을 반영한 강성 배경 포텐셜이 포함된다.
• 난류 속도장을 k⁻⁴ 스펙트럼으로 설정하여 은하간 간섭을 모의하고, 속도 분산이 l¹ᐟ² 비례로 스케일링되도록 한다.
• 초기 구름은 약간의 자기결속 상태이며, 조밀한 분자기체에 적합한 10 K의 온도를 가진다.
• 관측된 별 질량 함수와 더 잘 일치하기 위해 이중성 비율 0.5를 가정하며, 동일 질량의 구성 요소를 사용한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 SgrA* 근처의 거대한 별들이 단일 분자구름의 떨어짐과 tidal 압축을 통해 현지에서 형성될 수 있는가?
• RQ2 형성된 기체 디스크에서 어떤 조건이 상위 무게 함수를 가진 빠르고 효율적인 별 형성을 가능하게 하는가?
• RQ3 초거대 브라운홀 주위의 조밀한 디스크 형성이 부모 구름의 tidal 파괴를 어떻게 극복하는가?
• RQ4 분자구름의 떨어짐 시뮬레이션에서 관측된 별 디스크의 공간 분포와 질량(0.06–0.5 pc, 약 6,000 M☉)을 재현할 수 있는가?
• RQ5 디스크의 투머 안정성 파라미터는 특징적인 별 질량에 어떤 역할을 하는가?

주요 결과

• 약 6×10⁵ 년 이내에, 내반경 0.06 pc, 외반경 0.5 pc인 얇은 디스크에서 약 6,000 M☉의 별들이 형성되었으며, 이는 관측된 디스크 치수와 일치한다.
• 모의된 별의 초기 질량 함수는 상위 무게 함수를 보이며, 가장 무거운 별은 161 M☉에 도달하여 SgrA* 근처 젊은 거대 별의 관측 결과와 일치한다.
• 투머 안정성에서 가장 불안정한 파장(λₘᵤ)은 약 0.37 pc에서 약 4.1×10¹⁶ cm에 도달하며, 이는 약 30 M☉의 특징적인 별 질량을 예측하고 시뮬레이션 결과와 일치한다.
• 높은 기체 밀도 덕분에 별 형성이 디스크 형성 초반에 시작되며, 대부분의 기체가 약 60만 년 이내에 별로 전환된다.
• 반면 고립된 구름 시뮬레이션에서는 약 1,200만 년이 지난 후에야 거대한 별이 형성되며, 이는 SMBH의 역학적 영향이 빠르고 거대한 별 형성에 필수적임을 확인한다.
• 별 형성 시간 척도를 5배 더 길게 설정한 경우에도 결과는 일관되며, 여전히 관측된 <200만 년의 형성 창과 일치한다.