[논문 리뷰] On the formation and evolution of the globular cluster Omega Centauri

G. Carraro, Cesario Lia|arXiv (Cornell University)|2000. 03. 24.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 오메가 설태우리가 고적색도에서 고립된, 저항도가 높은 왜소 타원은하로 형성되어 자가풍화를 겪고 나서 나중에 은하수로 포획된 것으로 제안한다. N-body/유체역학 시뮬레이션을 통해 관측된 구조, 운동학, 금속성 분포를 재현한다. 이 모델은 은하단의 핵반경, 속도 분산, 이중성 금속성 분포를 성공적으로 재현하며, 20 분면 이외의 별들에 영향을 주는 확장된 암흑물질 환경을 예측한다.

ABSTRACT

By means of N-body/hydrodynamical simulations we model the evolution of a primordial 10^{8} solar masses density peak which ends up in an object closely resembling the present day globular cluster Omega Centauri. We succeed to reproduce the main features of the cluster, namely the structure, kinematics and metallicity distribution. We suggest that Omega Centauri might be a cosmological dwarf elliptical, formed at high redshift, evolved in isolation and self-enriched, and eventually fallen inside the potential well of the Milky Way, in agreement with the Searle-Zinn (1978) paradigm for galactic globular clusters formation. We finally suggest that Omega Centauri is probably surrounded by an extended Dark Matter (DM) halo, for which no observational evidence is at present available. We expect that signatures, if any, of the DM halo can be found in the kinematics of stars outside about 20 arcmin.

연구 동기 및 목표

• 오메가 설태우리가 일반적인 구형은하가 아니라 왜소 타원은하의 잔여물일 수 있는지 조사하기 위해.
• N-body 및 스무드드 파article 유체역학(SPH) 기법을 사용하여 오메가 설태우리의 형성과 진화를 모델링하기 위해.
• 관측된 구조적, 운동학적, 화학적 특성, 특히 금속성 분포를 재현하기 위해.
• 오메가 설태우리가 외곽 별 운동학에 영향을 주는 확장된 암흑물질 환경을 둘러싸고 있을 가능성을 시험하기 위해.
• 구형은하 형성의 세를-진 담론에 따르면, 왜소 은하에서 유래한 오메가 설태우리의 모델 일관성을 평가하기 위해.

제안 방법

• 나무-SPH 코드를 사용하여 적응형 시간단계와 각 입자에 대해 가변적인 스무딩 길이를 갖는 시뮬레이션을 수행하였다.
• 초기 설정에는 $9 \times 10^7 M_\odot$의 암흑물질 환경과 $10^{-4}$의 금속성 가스 성분이 잠재력 우물 내에 균일하게 분포되어 있었다.
• 금속성에 의존하는 냉각 효율성과 초신성 II형 및 Ia형, 그리고 거대 별 바람으로부터의 피드백을 사용하여 별 형성을 모델링하였다.
• 개방 상자 모델을 개별 가스 입자에 적용하여 화학적 풍부화를 추적하였으며, 시간이 지남에 따라 자가풍화가 가능하도록 하였다.
• 중력력은 $\theta = 0.8$과 4중극 전개를 사용한 계층적 나무 알고리즘으로 계산하였다.
• 비열 평형에 도달할 때까지 시뮬레이션을 진행한 후, 별 형성과 은하단의 최종 구조 발달을 추적하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 자가풍화가 일어나는 고립된 왜소 타원은하가 오메가 설태우리의 관측된 구조적 및 운동학적 특성을 재현할 수 있는가?
• RQ2 오메가 설태우리의 금속성 분포 함수(MDF)는 자가풍화 시스템에서 장기간에 걸친 불규칙한 별 형성 역사로부터 자연스럽게 유도되는가?
• RQ3 오메가 설태우리의 높은 중심 속도 분산과 낮은 회전 속도는 고립된 형성과 진화 모델과 일치하는가?
• RQ4 오메가 설태우리 주변의 암흑물질 분포는 어떻게 예측되며, 20 분면을 초과하는 영역에서 별 운동학을 통해 탐지 가능할 수 있는가?
• RQ5 모델에서 오메가 설태우리의 tidal 반경은 관측값과 일치하는가? 그렇지 않다면, 그 격리의 원인을 설명할 수 있는 물리적 과정은 무엇인가?

주요 결과

• 모의 은하단은 관측된 핵반경 2.58 분면과 농도 1.24를 재현하여 오메가 설태우리의 구조적 매개변수와 일치한다.
• 모델의 중심 속도 분산은 13 km/s로 관측된 17 km/s보다 약간 낮아, 다소 더 차가운 시스템임을 시사한다.
• 모델은 주피크가 [Fe/H] ≈ -1.75이고 보조피크가 [Fe/H] ≈ -1.2인 이중성 금속성 분포를 생성하며, 관측과 일치한다. 보조피크는 주피크의 네 배수로 작다.
• [Fe/H] ≈ -0.5를 가진 별이 다수 형성되어, 후기 단계의 고금속성 별 형성이 일어났음을 나타낸다.
• 모델의 tidal 반경은 65 분면으로 관측값보다 크게, 은하수 적합 과정 중에 티dal 스트립핑이 누락되었기 때문일 것이다.
• 확장된 암흑물질 환경이 예측되며, 20 분면 이상에서 암흑물질가 지배하는 전이 반경이 존재하여, 외곽 영역의 별 운동학에 영향을 줄 수 있다.