[论文解读] THE BIRTH OF A GALAXY: PRIMORDIAL METAL ENRICHMENT AND POPULATION II STELLAR POPULATIONS

John Wise, Matthew Turk+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 11, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 2被引用 1

一句话总结

本研究采用自适应网格细化辐射流体动力学模拟结合自适应射线追踪，模拟了从第一代恒星到第二代恒星形成的过程。结果表明，一次超大质量对不稳定超新星（PISN）即可将星系晕的金属丰度提升至10⁻³ Z☉的金属丰度下限，从而触发第二代恒星的形成，并解释了观测到的低丰度吸收线系统中金属丰度的下限。

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

研究动机与目标

• 理解第一代恒星向第二代恒星形成转变的物理条件。
• 模拟恒星辐射反馈与金属丰度增益在塑造早期星系金属丰度演化中的作用。
• 研究星系晕并合历史如何影响气体分数恢复与第二代恒星形成的金属丰度阈值。
• 解释观测到的低丰度吸收线系统中金属丰度存在下限（约为10⁻³ Z☉）的原因。
• 检验在并合频繁的环境中，恒星金属丰度在多大程度上能可靠地反映恒星年龄。

提出的方法

• 采用自适应网格细化（AMR）辐射流体动力学模拟，追踪高红移星系晕中气体的动力学与冷却过程。
• 利用自适应射线追踪方法模拟大质量第一代恒星的辐射反馈。
• 假设第一代恒星具有顶重的初始质量函数，以支持对对不稳定超新星（PISN）的建模。
• 通过PISN爆发模拟金属丰度增益，计算宿主星系晕中的金属丰度演化。
• 模拟追踪星系晕的并合历史，以评估气体分数与金属丰度随时间的演化情况。
• 引入原子谱线冷却机制，以评估冷却效率及其对恒星形成阈值的影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 在高红移星系晕中，何种金属丰度阈值会触发从第一代恒星向第二代恒星形成的转变？
• RQ2 一次对不稳定超新星是否足以使星系晕充分增益金属，从而启动第二代恒星的形成？
• RQ3 星系晕的并合历史如何影响早期星系中气体分数与金属丰度的恢复？
• RQ4 为何观测到的低丰度吸收线系统中存在金属丰度下限？该现象是否可由PISN增益机制解释？
• RQ5 在并合主导的环境中，恒星金属丰度在多大程度上能反映真实的恒星年龄？

主要发现

• 一次对不稳定超新星足以将宿主星系晕的金属丰度提升至10⁻³ Z☉的金属丰度下限，从而实现向第二代恒星形成的转变。
• 在并合历史中包含大量质量超过10⁷ M☉的星系晕中，气体分数可从5%恢复至接近宇宙值。
• 观测到的低丰度吸收线系统中金属丰度的下限，可通过这种由PISN驱动的金属增益机制自然解释。
• 由于并合事件叠加了不同的金属丰度演化轨迹，恒星金属丰度并不总能反映恒星年龄。
• 在星暴事件后，当原子谱线冷却使星系晕中冷却效率提高时，会形成双峰金属丰度分布。
• 第二代恒星形成的转变发生在临界金属丰度10⁻⁶至10⁻³.⁵ Z☉之间，具体取决于尘埃冷却的重要性。