[논문 리뷰] THE BIRTH OF A GALAXY: PRIMORDIAL METAL ENRICHMENT AND POPULATION II STELLAR POPULATIONS

John Wise, Matthew Turk외 2명|arXiv (Cornell University)|2010. 11. 11.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 2인용 수 1

한 줄 요약

이 연구는 적응형 메시 리파인먼트 복사유체역학 시뮬레이션과 적응형 레이 트레이싱을 사용하여 초기 은하에서 3세대 별에서 2세대 별로의 전이를 모델링한다. 그 결과, 단일의 쌍-불안성 초신성(PISN)이 헬름을 10⁻³ Z☉ 수준의 금속성 바닥으로 오염시켜 2세대 별 형성을 유도하며, 관측된 덤프드 라이만 알파 시스템의 금속성 하한선을 설명할 수 있음을 보여준다.

ABSTRACT

Population III stars first form in dark matter halos with masses around 10 6 M� . By definition, they are metal-free, and their protostellar collapse is driven by molecular hydrogen cooling in the gas- phase, leading to a massive characteristic mass � 100 Mand suppressed fragmentation. Population II stars with lower characteristic masses form when the star-forming gas reaches a critical metallicity of 10 −6 10 −3:5 Z� , depending on whether dust cooling is important. We present adaptive mesh refinement radiation hydrodynamics simulations that follows the transition from Population III to II star formation. We model stellar radiative feedback with adaptive ray tracing. A top-heavy initial mass function for the Population III stars is considered, resulting in a plausible distribution of pair- instability supernovae and associated metal enrichment. We find that the gas fraction recovers from 5 percent to nearly the cosmic fraction in halos with merger histories rich in halos above 10 7 M� . A single pair-instability supernova is sufficient to enrich the host halo toa metallicity floor of 10 −3 Z� and to transition to Population II star formation. This provides a natural explanation for the observed floor on damped Lyman alpha (DLA) systems metallicities reported in the literature, which is of this order. We find that stellar metallicities do not necessarily trace stellar ages, as mergers of halos with established stellar populations can create superpositions of t Z evolutionary tracks. A bimodal metallicity distribution is created after a starburst occurs when the halo can cool efficiently through atomic line cooling. Subject headings: cosmology — methods: numerical — hydrodynamics — radiative transfer — star formation

연구 동기 및 목표

• 고적색도에서 3세대 별이 2세대 별 형성으로 전이되는 물리적 조건을 이해하기 위해.
• 초기 은하의 금속성 진화에 영향을 주는 별의 복사 피드백과 금속 오염의 역할을 모델링하기 위해.
• 은하 헬름의 융합 역사를 통해 가스 비율 회복과 2세대 별 형성의 금속성 임계값에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 관측된 덤프드 라이만 알파 시스템의 금속성 하한선(약 10⁻³ Z☉)을 설명하기 위해.
• 융합 빈도가 높은 환경에서 별의 금속성이 실제로 별의 연령을 신뢰성 있게 반영하는지 조사하기 위해.

제안 방법

• 적응형 메시 리파인먼트(AMR) 복사유체역학 시뮬레이션을 통해 고적색도 헬름에서 기체의 운동 및 냉각을 추적한다.
• 거대한 3세대 별에서 오는 복사 피드백을 모델링하기 위해 적응형 레이 트레이싱을 사용한다.
• 3세대 별의 초기 질량 함수는 상향식으로 가정하여 쌍-불안성 초신성(PISN)의 모의를 가능하게 한다.
• PISN 폭발을 통해 금속 오염을 모의하며, 주변 헬름 내에서 금속성 진화를 계산한다.
• 헬름 융합 역사를 추적하여 시간에 따른 가스 비율과 금속성이 어떻게 변화하는지 평가한다.
• 원자선 냉각을 포함하여 냉각 효율성과 별 형성 임계값에 미치는 영향을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 고적색도 헬름에서 3세대 별에서 2세대 별 형성으로의 전이를 유도하는 금속성 임계값은 무엇인가?
• RQ2 단일의 쌍-불안성 초신성으로 충분히 헬름을 오염시켜 2세대 별 형성을 유도할 수 있는가?
• RQ3 헬름 융합 역사는 초기 은하에서 가스 비율과 금속성이 어떻게 회복되는가?
• RQ4 왜 관측된 덤프드 라이만 알파 시스템의 금속성에 하한선이 존재하는가? 이는 PISN에 의한 오염으로 설명될 수 있는가?
• RQ5 융합 지배 환경에서 별의 금속성은 실제로 별의 연령을 어느 정도까지 신뢰성 있게 반영하는가?

주요 결과

• 단일의 쌍-불안성 초신성가 주변 헬름을 10⁻³ Z☉ 수준의 금속성 바닥으로 충분히 오염시켜 2세대 별 형성 전이를 가능하게 한다.
• 10⁷ M☉ 이상의 헬름이 다수 포함된 융합 역사를 가진 헬름에서는 가스 비율이 5%에서 우주 평균 수준으로 거의 복귀한다.
• 관측된 덤프드 라이만 알파 시스템의 금속성 하한선은 이 PISN 기반 금속 오염 메커니즘으로 자연스럽게 설명된다.
• 융합으로 인해 서로 다른 금속성 진화 궤적들이 겹쳐지므로, 별의 금속성이 항상 별의 연령을 반영하지는 않는다.
• 별폭발 이후 원자선 냉각이 헬름에서 효율적인 냉각을 가능하게 하여 이중 금속성 분포가 나타난다.
• 먼지 냉각의 중요도에 따라 2세대 별 형성 전이가 일어나는 임계 금속성은 10⁻⁶에서 10⁻³.⁵ Z☉ 사이에 이르게 된다.