How massive are population III stars?

Abstract

The gravitational contraction and fragmentation of filamentary primordial gas clouds are studied by means of one-Dimensional (1D) and two-Dimensional (2D) hydrodynamical simulations. The cloud evolution is computed from the central proton density n(sub c) of approximately 10(exp 2)-10(exp 6)/(cu cm) up to 10(exp 11-12)/(cu cm). From the 1D simulations, it is found that the radial contraction decelerates after the central density reaches approximately 10(exp 4)/(cu cm), beyond which the LTE (Local Thermodynamical Equilibrium) populations are achieved for the rotational levels of hydrogen molecules. When the central density reaches 10(exp 11- 12)/(cu cm), the cloud becomes optically thick to the H2 lines. Therefore, the radial contraction almost stops at that stage. From the 2D simulations, it is found that the fragmentation takes place during the stages at which n(sub c) is between approximately equal to or greater than 10(exp 4)/(cu cm) and is approximately equal to or less than 10(exp 11-12)/(cu cm) because the radial contraction becomes slower. The fragment mass depends on the initial model parameters such as the central density and temperature. For the higher initial temperature and higher initial density, the fragment mass is lower. Then, the maximum and minimum masses are estimated as 10(exp 3) solar masses and 1-2 solar masses, respectively. If one fragment collapses into one star, then the masses of the first stars are expected to range from 1-2 solar masses to approximately 10(exp 3) solar masses, which are low-mass deficient compared to the Pop (Population) I stars. The effect of HD cooling is also discussed.

フィラメント状の原始ガス雲の重力収縮と分裂を、1次元(1D)および2次元(2D)の流体力学シミュレーションにより調べた。ガス雲の進化を中心の陽子密度n(sub c)?10(exp 2)-10(exp 6)/立方センチメートル、さらに10(exp 11-12)/立方センチメートルに至るまで計算した。1Dの計算から、中心密度が10(exp 4)/立方センチメートルに達すると半径方向の収縮は減速し、それ以上になると、水素分子の回転準位にとってLTE(局所熱平衡)密度になることが分かった。中心密度が10(exp 11-12)/立方センチメートルに達するとH2線に対しガス雲が光学的に厚くなった。したがって、この段階で半径方向の収縮はほぼ停止した。2次元のシミュレーションから、10(exp 4)/立方センチメートル<n(sub c)<10(exp 11-12)/立方センチメートルのとき半径方向の収縮が遅くなるために、ガス雲の分裂が生じた。分裂したガス雲の質量は中心の密度や温度などのモデルの初期条件に依存した。高温高密度の条件では、分裂ガス雲の質量は小さくなった。分裂ガス雲の質量の最大、最小値はそれぞれ1,000太陽質量、1?2太陽質量であった。1つの分裂ガス雲が重力崩壊して星になるのならば、最初の星の質量は1?2太陽質量から1,000太陽質量であることが期待でき、これは種族Iの星に比べて低質量星が少ないことになる。HD分子によるガスの冷却効果についても論じた。