[논문 리뷰] Revisiting the effect of H2, HD and LiH molecules in the cooling of primordial gas

Joaquín Prieto, L. Infante외 1명|ArXiv.org|2008. 09. 16.

Quantum, superfluid, helium dynamics참고 문헌 2인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 비평형 화학 네트워크를 사용하여 초기 성간가스에서 H₂, HD, LiH 분자의 냉각 효율을 재검토한다. 연구 결과, 고밀도 조건(>100 cm⁻³)에서는 HD가 냉각을 지배하며, HD 농도가 10⁻⁶n_H를 초과할 경우 기체 온도가 100 K 이하로 낮아진다. 반면 LiH는 낮은 농도로 인해 냉각에 거의 영향을 주지 않는다.

ABSTRACT

We use a non-equilibrium chemical network to revisit and study the effect of H_{2}, HD and LiH molecular cooling on a primordial element of gas. We solve both the thermal and chemical equations for a gas element with an initial temperature T\approx 1000K and a gas number density in the range n_{tot}=1-10^{4} cm^{-3}. At low densities, n_{tot}<10^{2} cm^{-3}, the gas reaches temperatures \sim 100K and the main coolant is H_{2}, but at higher densities, n_{tot}>10^{2} cm^{-3}, the HD molecule dominates the gas temperature evolution. The effect of LiH is negligible in all cases. We studied the effect of D abundance on the gas cooling. The D abundance was set initially to be in the range n_{D}/n_{H}=10^{-7}-10^{-4.5}, with n_{HD}/n_{H}={D^{+}}/n_{H}=10^{-10}. The simulations show that at n_{tot}>10^{2} cm^{-3} the HD cooling dominates the temperature evolution for D abundances greater than 10^{-5}n_{H}. This number decrease at higher densities. Furthermore, we studied the effect of electrons and ionized particules on the gas temperature. We followed the gas temperature evolution with n_{H_{+}}/n_{H}=10^{-4}-10^{-1} and n_{D^{+}}/n_{H^{+}}=10^{-5}. The gas temperature reached lower values at high ionization degree because electrons, H^{+} and D^{+} are catalizers in the formation paths of the H_{2} and HD molecules, which are the main coolers at low temperatures. Finaly, we studied the effect of an OB star, with T_{eff}=4 imes 10^{4}K, would have on gas cooling. It is very difficult for a gas with n_{tot} in the range between 1-100 cm^{-3} to drop its temperature if the star is at a distance less than 100 pc.

연구 동기 및 목표

• 초기 별 형성 기간 동안 H₂, HD, LiH가 초기 성간가스를 냉각시키는 데 수행하는 역할을 재평가하기.
• 다양한 밀도에서 HD 농도 변화가 냉각 효율에 미치는 영향을 조사하기.
• 전자, H⁺, D⁺ 등의 이온화 상태가 H₂ 및 HD 형성과 냉각에 미치는 영향을 평가하기.
• 외부 OB 별이 저밀도 환경에서 기체 냉각에 미치는 영향을 모델링하기.
• 초기 은하의 기체가 별 형성에 충분히 냉각되기 위한 임계 조건을 규명하기.

제안 방법

• 초기 온도 T = 1000 K, 총 밀도 n_tot = 1–1000 cm⁻³인 단일 기체 요소에 대해 열 및 화학적 진화 방정식을 연립해 풀이.
• H₂, HD, LiH 및 핵심 이온(H⁺, D⁺, H₂⁺, H⁻)의 형성과 파괴를 추적하기 위해 비평형 화학 네트워크를 사용.
• 양자역학적 전이 데이터를 기반으로 한 충돌 진동 냉각 속도를 H₂, HD, LiH에 적용.
• 외부 OB 별(T_eff = 4×10⁴ K)으로부터의 광이온화 및 가열을 다양한 거리에서 모델링.
• 전자 및 이온 촉매 작용이 H₂ 및 HD 형성 경로에 미치는 영향 포함.
• 반응 속도 계수를 문헌 자료(예: Galli & Palla 1998, Stancil et al. 1996)에서 취득하여 냉각 함수 계산.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 n_tot > 100 cm⁻³ 조건에서 HD 농도는 냉각 효율에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 고밀도 초기 성간가스에서 HD 냉각이 H₂ 냉각을 압도하기 시작하는 HD 농도는 어느 정도인가?
• RQ3 전자, H⁺, D⁺ 등의 이온화 종이 H₂ 및 HD 형성과 그 후 냉각에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 외부 OB 별은 저밀도 초기 성간가스(n_tot = 1–100 cm⁻³)의 냉각에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ5 유리한 분자적 특성을 지녔음에도 불구하고 LiH는 초기 환경에서 효과적인 냉각제로 작용하는가?

주요 결과

• n_tot < 100 cm⁻³ 조건에서는 H₂가 냉각을 지배하며, 기체는 약 100 K까지 냉각된다.
• n_tot > 100 cm⁻³ 조건에서는 HD 냉각이 지배적이 되어 기체 온도가 100 K 이하로 크게 낮아진다.
• n_HD / n_H > 10⁻⁶일 때 HD 냉각이 지배적이며, 밀도가 높을수록 이 임계값은 감소한다.
• 전자 및 H⁺/D⁺ 이온은 H₂ 및 HD 형성 속도를 증가시켜 이온화 수준이 높을수록 최종 기체 온도가 낮아진다.
• 100 pc 이내의 외부 OB 별은 n_tot = 1–100 cm⁻³ 기체의 냉각을 광이온화로 인해 방해한다.
• LiH는 매우 낮은 초기 우주 농도로 인해 냉각 효과가 거의 없으며, 유리한 복사 전이 특성에도 불구하고 효과적이지 않다.