Fragmentation during primordial star formation

Abstract

Compreender os mecanismos físicos que são responsáveis pela formação e evolução das primeiras estrelas do universo, conhecidas como estrelas de população III (ou Pop II) é fundamental para compreendermos como evoluiu o universo até hoje. No modelo padrão da formação de estrelas de Pop III, a matéria bariónica é constituída principalmente por hidrogénio atómico na forma gasosa, e colapsa gravitacionalmente em mini-halos (pequenos halos) de matéria escura, dando origem à formação das estrelas. No entanto, muito pouco se sabe como a evolução dinâmica e química do gás primordial são afetadas pelas condições iniciais dos minihalos, em particular no que diz respeito ao efeito da rotação nos aglomerados estelares instáveis que se formam dentro dos mini-halos, ao impacto da turbulência, à formação de hidrogénio molecular, e ao impacto das variações cósmicas entre mini-halos. Neste trabalho usamos uma versão modificada do código Gadget-2, um programa de simulação hidrodinâmica baseado num algoritmo numérico conhecido por SPH (“smoothed particle hydrodynamics”), que permite seguir a evolução do gás durante o colapso, tanto no caso de mini-halos idealizados como em casos de mino-halos mais realistas. Em contraste com algumas simulações numéricas mais antigas, a implementação das partículas coletoras (“sink particles”) permite seguir a evolução do disco de acreção que se forma no centro dos fragmentos e dos mini-halos. Descobrimos que o processo de fragmentação depende do valor adotado para a taxa de formação (“three-body H2 formation rate”) de hidrogénio molecular (H2). Verificamos que o aumento da taxa de arrefecimento durante o período em que o hidrogénio atómico é convertido em hidrogénio molecular é compensado pelo aquecimento causado pela contração do gás. Propomos que o arrefecimento de H2, o aquecimento devido a formação de H2, e o aquecimento devido à compressão do gás, juntamente com a densidade e temperatura determinam a estrutura do disco que favorece a fragmentação. Também descobrimos que a rotação inicial da nuvem de gás tem um impacto muito relevante na evolução térmica e dinâmica do gás em colapso Nuvens com uma elevada rotação apresentam filamentos idênticos a braços espirais que se tornam gravitacionalmente instáveis, dando origem à fragmentação em várias escalas. Estes tipos de nuvens têm mais tendência a fragmentar e têm menores taxas de acreção em relação a nuvens com menor rotação. Adicionalmente, verificamos que a distribuição especifica de momento angular (L) do gás é descrita por uma relação de potência com a massa do gás capturado (M) dada pela expressão L = M1.125. Por sua vez o momento angular é controlado pelo torque gravitacional e pela pressão, embora não dependa dos valores de rotação e turbulência da nuvem inicial; Abstract: Understanding the physics of the very first stars in the universe, the so-called Population III (or Pop III) stars, is crucial in determining how the universe evolved into what we observe today. In the standard model of Pop III star formation, the baryonic matter, mainly atomic hydrogen, collapses gravitationally into small Dark Matter (DM) minihalos. However, so far there is little understanding on how the thermal, dynamical and chemical evolution of the primordial gas depend on the initial configuration of the minihalos (for example, rotation of the unstable clumps inside minihalos, turbulence, formation of molecular hydrogen and cosmic variance of the minihalos). We use the modified version of the Gadget-2 code, a three-dimensional smoothed particle hydrodynamics (SPH) simulations, to follow the evolution of the collapsing gas in both idealized as well as more realistic minihalos. Unlike some earlier cosmological calculations, the implementation of sink particles allows us to follow the evolution of the accretion disk that builds up in the centre of each minihalo and fragments. We find that the fragmentation behavior depends on the adopted choice of three-body H2 formation rate coefficient. The increasing cooling rate during rapid conversion of the atomic to molecular hydrogen is offset by the heating due to gas contraction. We propose that the H2 cooling, the heating due to H2 formation and compressional heating together set a density and temperature structure in the disk that favors fragmentation. We also find that the cloud’s initial degree of rotation has a significant effect on the thermal and dynamical evolution of the collapsing gas. Clouds with higher rotation exhibit spiral-arm-like structures that become gravitationally unstable to fragmentation on several scales. These type of clouds tend to fragment more and have lower accretion rates compared to their slowly rotating counterparts. In addition, we find that the distribution of specific angular momentum (L) of the gas follows a power-law relation with the enclosed gas mass (M), L ∝ M1.125, which is controlled by the gravitational and pressure torque, and does not depend on the cloud’s initial degree of rotation and turbulence.