Resolved internal dynamics of a proto–globular cluster at cosmic dawn

技術要約：宇宙の黎明期における原始球状星団の内部力学の解明

問題提起
球状星団（GC）の形成メカニズムは、天体物理学における主要な未解決問題の一つである。球状星団は、宇宙で最も古く、最も高密度で、金属量が極めて低い恒星系として知られているが、現在の宇宙論的シミュレーションでは、誕生時におけるその内部力学的構造を解像できていない。既存のモデルは通常、恒星を未分解の集団として扱ったり、限られた数の粒子を用いてコンパクトな系をサンプリングしたりしている。この制限により、内部構造、運動学、およびその組み立てを駆動する特定の物理過程を確実に特徴付けることが困難となっている。その結果、球状星団の構造的、化学的、および力学的な特性に対して、包括的な説明を与える単一の形成シナリオはまだ提示されていない。

手法
空間解像度と恒星サンプリングの制限を克服するため、著者らは SIEGE (Simulating the Environment where Globular Clusters Emerged) プロジェクトを利用した。この一連の手法は、適応格子細分化法（AMR）コードである RAMSES を用いた宇宙論的ズームイン流体静力学シミュレーションを採用している。

主な手法の特徴は以下の通りである：

• 解像度： シミュレーションは、約 0.4 pc（具体的には $z=6.14$ において $\simeq 0.3 h^{-1}$ pc）というサブパーセクの空間解像度を実現している。
• 星ごとのサンプリング（Star-by-Star Sampling）： 恒星粒子が恒星集団を表す標準的なシミュレーションとは異なり、このモデルは個々の恒星を生成する。各恒星粒子は、Kroupa初期質量関数（0.1–100 $M_\odot$）から抽出された単一の恒星を表している。このアプローチにより、特に低質量系における恒星フィードバックの確率的な性質を捉えることができる。
• 物理学： シミュレーションには、ガス冷却（水素、ヘリウム、金属線）、赤方偏移に依存するUV背景放射、および高効率の星形成モデル（$\epsilon_{SFE} = 1$）が含まれており、これは高密度かつ低温のガス（$T < 2 \times 10^4$ K、密度 $\simeq 10^5$ cm$^{-3}$ まで）で発生する。
• フィードバック： フィードバックは個々の恒星レベルで実装されている。大質量星（8–40 $M_\odot$）は、前超新星段階における恒星風を通じて、およびその終末期におけるType II 超新星（10$^{51}$ erg）を通じて、質量とエネルギーを注入する。
• 対象： 本研究は、赤方偏移 $z \simeq 10.5$ から $z = 6.14$ まで進化する矮小銀河ハロー内の、特定の質量を持つ原始球状星団（proto-GC）に焦点を当てている。

主な結果
シミュレーションは、最終質量 $\simeq 2 \times 10^5 M_\odot$ の原始球状星団の形成と内部力学を解明することに成功した：

1. 急速な組み立て： 系は $z \simeq 10.5$ から始まる、単一かつ短期間のイベントを通じて形成される。高密度ガスの崩壊と、近接する2つの高密度な恒星塊の合体により、約 3 Myr 以内に恒星質量の大部分が組み立てられる。
2. ガスの枯渇とクエンチング： 系は急速にガスが乏しくなり、恒星主導の構造へと変化する。星形成の停止（クエンチング）は、超新星（これらは後に発生する）によるものではなく、高密度ガス貯蔵庫の急速な消費と恒星風による加熱によって引き起こされる。これにより、初期のバースト直後に星形成率が急激に低下する。
3. 構造的特性： 得られた系はコンパクトであり、$\simeq 6$ pc の範囲に収まり、中心投影恒星表面密度は $\sim 10^4 M_\odot$ pc$^{-2}$ である。これらの特性（密度、サイズ、質量）は、JWSTによって高赤方偏移で最近観測されたコンパクトな恒星系と大きく重なっている。
4. 内部運動学： 宇宙論的シミュレーションの中で初めて、形成中の原始球状星団の内部力学的構造が解明された。系は組み立て直後に秩序ある内部回転を発達させる。
   • 全角運動量は組み立て中に急速に増加して形成直後にピークに達し、その後、再分配によって緩やかに減少する。
   • $\simeq 22$ Myr 時の径方向プロファイルは、差動回転を示す：内側領域は速度分散が支配的（$\sigma_\phi > v_\phi$）であるが、外側領域は一貫した大規模な回転パターンを示す。
5. ダークマター環境： 原始球状星団はダークマターが豊富な環境内で形成されているが、その内側領域（$\sim 1.5 R_e \approx 25$ pc まで）は恒星が支配的であり、恒星対ダークマターの質量比は $\sim 5$ に達する。ダークマター成分は、より大きなスケールでは拡散した状態にとどまっている。

意義と主張
本論文は、これらの結果が、球状星団が誕生時からすでに力学的に構造化された恒星系として出現できることを示していると主張している。主な含意は以下の通りである：

• 化石記録： 原始球状星団の内部運動学、特に秩序ある回転の存在は、それらが形成された際の物理的条件（ガスおよび恒星構造の角運動量）の化石記録を保持している可能性がある。
• 形成メカニズム： 球状星団は、クラスター規模において支配的なダークマター成分を必要とすることなく、極端な高赤方偏移環境において急速に形成され得る。ただし、周囲のダークマターが崩壊のための大規模な条件を設定している。
• シミュレーション能力： 本研究は、パーセク規模のガス崩壊と個々の恒星集団の両方が解像されるとき、宇宙論的シミュレーションが球状星団の形成を直接捉えられることを証明している。

著者らは、コンパクトで回転し、力学的に構造化された原始球状星団が宇宙の黎明期に出現するという事実は、球状星団の主要な構造的および力学的特性が進化の最初期の段階で刻み込まれるという形成像を支持するものであると結論付けている。