Star formation at high redshift
La importancia del uso de modelos químicos detallados para comprender la formación estelar a baja metalicidad ha sido ampliamente reconocida, como se resalta en recientes investigaciones. Presentamos aquí simulaciones tridimensionales hidrodinámicas para formación estelar. Nuestro objetivo es explo...
Guardado en:
| Autores principales: | , , , , , , |
|---|---|
| Formato: | Articulo |
| Lenguaje: | Inglés |
| Publicado: |
2019
|
| Materias: | |
| Acceso en línea: | http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/169515 |
| Aporte de: |
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Universidad Nacional de La Plata |
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Ciencias Astronómicas cosmology: early universe stars: formation stars: carbon stars: Population Hɪɪɪ stars: abundances |
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Ciencias Astronómicas cosmology: early universe stars: formation stars: carbon stars: Population Hɪɪɪ stars: abundances Fibla, P.F. Bovino, S. Riaz, R. Díaz, V.B. Olave, C. Vanaverbeke, S. Schleicher, D.R.G. Star formation at high redshift |
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La importancia del uso de modelos químicos detallados para comprender la formación estelar a baja metalicidad ha sido ampliamente reconocida, como se resalta en recientes investigaciones.
Presentamos aquí simulaciones tridimensionales hidrodinámicas para formación estelar. Nuestro objetivo es explorar el efecto del enfriamiento de la línea de metal sobre la termodinámica del proceso de formación estelar.
Exploramos el efecto de cambiar la metalicidad del gas desde Z/Z☉ = 10⁻⁴ hasta Z/Z☉ = 10⁻². Además, exploramos las implicancias de utilizar el patrón de abundancia observacional de una estrella CEMP-no, las cuales han sido propuestas como estrellas de segunda-generación.
Para lograr nuestro objetivo, modelamos la micro-física utilizando el paquete público de astroquímica KROME, usando una red química que incluye dieciséis especies químicas (H ɪ, H ɪɪ, H⁻, He ɪ, He II, He ni, e⁻ , H₂ ɪ, H₂ ɪɪ, CIɪ C ɪɪ, O ɪ, O ɪɪ, Si ɪ, Si ɪɪ, and Si ɪɪɪ). Juntamos KROME con el código basado en Smoothed-particle hydrodynamics (SPH) tridimiensional hidrodinámico GRADSPH. En este contexto, investigamos el colapso de una nube enriquecida en metales, explorando el proceso de fragmentación y formación estelar.
Encontramos que la metalicidad tiene un claro impacto en la termodinámica del colapso, permitiendo que la nube alcance la temperatura de piso del CMB a una metalicidad Z/Z☉ = 10⁻² la cual concuerda con trabajos anteriores. Además, encontramos que al utilizar el patrón de abundancia de la estrella Keller, el comportamiento termodinâmico de la nube es bastante similar a aquellas simulaciones con metalicidad Z/Z☉ = 10⁻² debido a la alta presencia de carbón. Mientras solo el enfriamiento de la línea de metal sea considerado, los resultados obtenidos confirman el límite de metalicidad propuesto en trabajos anteriores, el cual es muy probable que regule los primeros episodios de fragmentación y potencialmente determine las masas de los conjuntos de estrellas resultantes. Para un modelado completo del IMF y su evolución, notamos también que el enfriamento producido por el polvo necesita ser considerado. |
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