FORGE'd in the Early Universe: The Effect of Protostellar Outflows on Pop III Accretion

Technische Samenvatting: FORGE'd in FIRE Simulatie van een Pop. III (Proto)ster

Probleemstelling
De vorming en evolutie van de eerste generatie sterren (Populatie III) blijven slecht begrepen vanwege het gebrek aan directe observaties en de enorme dynamische reikwijdte die vereist is om kosmologische structuurvorming te verbinden met gedetailleerde protostellaire fysica. Eerdere theoretische modellen vertrouwden vaak op geïdealiseerde beginvoorwaarden, lieten kritieke fysica (zoals magnetische velden, straling en jets) weg, of slaagden er niet in om realistische Initial Mass Functions (IMF) en stellaire veelvuldigheden te produceren zoals waargenomen in metaalrijke omgevingen. Er bestaat een specifieke discussie over de vraag of Pop. III sterren protostellaire jets kunnen lanceren, een proces dat afhankelijk is van de amplificatie van sporen van magnetische velden en de aanwezigheid van een roterende, gemagnetiseerde circumstellaire schijf.

Methodologie
Deze studie presenteert een kosmische "zoom-in" stralings-magnetohydrodynamische (RMHD) simulatie met behulp van het FORGE'd in FIRE framework. De simulatie volgt de vorming en evolutie van een enkele, metaalarme Pop. III (proto)ster bij een roodverschuiving $z \sim 14$ binnen een volledig kosmische context.

• Simulatie Framework: De code GIZMO wordt gebruikt, waarbij de meshless finite-mass (MFM) methode wordt toegepast om gekoppelde vergelijkingen van zwaartekracht, magnetohydrodynamica (MHD) en stralingstransport op te lossen.
• Inbegrepen Fysica: De simulatie incorporeert het FIRE-3 fysica model, inclusief:
  • Straling: Multi-frequentie transport (foto-ionisatie, Lyman-Werner, etc.) dat zelfconsistent is gekoppeld aan gas en stof.
  • Thermo-chemie: Uitgebreid naar temperaturen van $1\text{--}10^{10}$ K en dichtheden van $10^{-8}\text{--}10^{24}$ cm$^{-3}$, waarbij de abundanties van H, He, HD en stof worden gevolgd.
  • Magnetische Velden: Geïnitialiseerd met sporen van kosmische zaadvelden ($\sim 10^{-15}$ G) die zelfconsistent worden geamplificeerd. Niet-ideale MHD-effecten (Ohmse resistiviteit, Hall-effect, ambipolaire diffusie) worden genegeerd, wat gerechtvaardigd wordt door vergelijkingen van de tijdsschalen tijdens de post-processing die aantonen dat deze verwaarloosbaar zijn vergeleken met de dynamische tijdsschalen in metaalarme gassen.
  • Protostellaire Evolutie: Sink-particles representeren (proto)sterren en evolueren door accretie, hoofdreeks-trajecten en feedbackmechanismen.
• Jet en Wind Modellering: Protostellaire jets worden gemodelleerd volgens Cunningham et al., waarbij een fractie ($f_W = 0.3$) van de geaccreëerde massa wordt omgeleid naar gekolimeerde bipolaire uitstromingen gelanceerd met een fractie ($f_K = 0.3$) van de Kepleriaanse snelheid. Stellaire winden worden genegeerd voor metaalarme sterren omdat deze schalen met metalliciteit.
• Resolutie: De simulatie maakt gebruik van "hyper-verfijning", waarbij gascellen worden opgelost tot $\sim 10^{-3} M_\odot$ en ruimtelijke schalen van $\sim 10^{-4}$ pc ($< 100$ au) nabij de (proto)ster, terwijl de kosmische context van $z \sim 100$ behouden blijft.

Belangrijkste Resultaten

1. Stellaire Groei en Massa:

   • De (proto)ster groeit van een initiële accretie-snelheid van $\sim 5 \times 10^{-3} M_\odot \text{yr}^{-1}$ naar een uiteindelijke massa van $\sim 27 M_\odot$ over 31.000 jaar.
   • De groeisnelheid stabiliseert wanneer de ster de "Shell D burning" fase ingaat. De uiteindelijke massa wordt gereguleerd door feedback (jets en straling) in plaats van de uitputting van het omringende reservoir.
   • Aan het einde van de simulatie heeft de ster een straal van $\sim 10 R_\odot$, een effectieve temperatuur van $\sim 3.5 \times 10^4$ K, en een luminositeit van $\sim 1.3 \times 10^5 L_\odot$. De Kelvin-Helmholtz tijdsschaal ($t_{KH}$) wordt korter dan de accretie-tijdsschaal ($t_{acc}$), wat aangeeft dat de ster de hoofdreeks zal bereiken voordat er significant meer massa wordt geaccreëerd.

2. Circumstellaire Schijf:

   • Een rotationeel ondersteunde schijf vormt zich, uitgestrekt tot $\sim 0.01$ pc ($\sim 2000$ au).
   • De schijf blijft gravitationeel stabiel gedurende de gehele simulatie, met een Toomre $Q$-parameter die consistent $>> 1$ is.
   • Stabiliteit wordt gehandhaafd door een combinatie van thermische ondersteuning (in de binnenste regio's, $T \sim 10^4$ K) en turbulente ondersteuning (in de buitenste regio's, $R > 1000$ au).
   • Het oppervlakte-dichtheidprofiel gaat over van een $\Sigma \propto R^{-1}$ in de buitenste schijf naar een $\alpha$-schijf profiel in de binnenste regio's, met een scherpe stijging in dichtheid bij $\sim 20$ au.

3. Protostellaire Jets en Outflows:

   • Jet Lancering: Jets vormen zich omdat de magnetische massa-flux ratio ($\mu$) binnen het regime valt ($\mu \sim 10^{-1} \text{--} 10^1$) dat jet-lancering toestaat, zoals gedefinieerd door Machida en Doi. Dit gebeurt ondanks het gebruik van sporen van kosmische zaadvelden.
   • Dynamica: Jets propageren uit tot $\sim 1$ pc en botsen met invallend gas om terminatieschokken te vormen.
   • Regulatie: De jets drijven aanzienlijke impuls aan, vegen gas op en verminderen de netto inward accretie-snelheid met ongeveer een orde van grootte op grote radii. Deze momentum-gedreven feedback reguleert de uiteindelijke stellaire massa.
   • De outflow-snelheid piekt op $\sim 10^{-3} M_\odot \text{yr}^{-1}$ binnen de eerste 1.000 jaar voordat deze afneemt, terwijl de inflow-snelheid stabiliseert rond $3\text{--}5 \times 10^{-4} M_\odot \text{yr}^{-1}$.

4. Chemische en Thermische Structuur:

   • In de binnenste schijf onderdrukken hoge temperaturen ($T \sim 10^4$ K) moleculaire waterstof ($H_2$) ten gunste van geïoniseerde waterstof, waardoor koelingsmechanismen verschuiven van $H_2$ naar Lyman-koeling.
   • De schijf blijft optisch dun voor zijn dominante koelingsstraling, waardoor IR-fotonen efficiënt kunnen ontsnappen.

Betekenis en Claims
Het artikel claimt de eerste toepassing te zijn van het FORGE'd in FIRE framework op een individueel opgeloste Pop. III (proto)ster binnen een volledige kosmische zoom-in setup. De primaire betekenis ligt in het aantonen dat:

• Jets levensvatbaar zijn in Pop. III vorming: Zelfs met sporen van kosmische magnetische velden worden de condities voor sterke jet-lancering vervuld, wat eerdere aannames uitdaagt dat jets mogelijk afwezig zouden zijn in metaalarme omgevingen.
• Feedback reguleert massa: Protostellaire jets spelen een cruciale rol bij het vormgeven van de uiteindelijke massa van Pop. III sterren door accretie te reguleren via momentum-gedreven uitstromingen, in plaats van dat de ster simpelweg haar volledige reservoir consumeert.
• Schijfstabiliteit: De vorming van een stabiele, niet-fragmenteerde circumstellaire schijf is mogelijk in dit regime, behouden door thermische en turbulente ondersteuning.

Deze resultaten bieden een fysisch completer beeld van de vroegste stervormingsregio's en bieden inzichten in de Pop. III Initial Mass Function (IMF) en feedbackprocessen. De auteurs merken op dat toekomstig werk dit zal uitbreiden naar een groep Pop. III sterren om de voorspelde IMF en stellaire veelvuldigheid volledig te karakteriseren.