Star formation at high redshift

Abstract

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.

The importance of detailed chemical models to understand low-metallicity star formation is widely recognized, as reflected also in recent investigations. We present here a three-dimensional hydrodynamical simulation for star formation. Our aim is to explore the effect of the metal-line cooling on the thermodynamics of the star-formation process. We explore the effect of changing the metallicity of the gas from Z/Z☉ = 10⁻⁴ to Z/Z☉ = 10⁻². Furthermore, we explore the implications of using the observational abundance pattern of a CEMP-no star, which have been considered to be the missing second-generation stars. In order to pursue our aim, we modeled the microphysics by employing the public astrochemistry package KROME, using a chemical network which includes sixteen chemical species (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). We couple KROME with the fully three-dimensional, smoothed-particle hydrodynamics (SPH) code GRADSPH. With this framework we investigate the collapse of a metal-enhanced cloud, exploring the fragmentation process and the formation of stars. We found that the metallicity has a clear impact on the thermodynamics of the collapse, allowing the cloud to reach the CMB temperature floor for a metallicity Z/Z☉ = 10⁻² which is in agreement with previous works. Moreover, we found that adopting the abundance pattern given by the Keller star, the thermodynamics behavior is very similar to simulations with a metallicity of Z/Z☉ = 10⁻² due to the high carbon abundance. As long as only metal line cooling is considered, our results support the metallicity threshold proposed by previous works, which will very likely regulate the first episode of fragmentation and potentially determine the masses of the resulting star clusters. For a complete modeling of the IMF and its evolution, we expect that also dust cooling needs to be taken into account.