要約:
英国のバース大学が主導する MEGATRON 研究プロジェクトは、初期宇宙に関する新しい一連のシミュレーション結果を発表しました。研究チームは、星の形成、ガスの動き、星の光の放射、化学元素の進化を同じ一連の宇宙論的シミュレーションに組み込み、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で観測された初期の銀河と、天の川銀河内およびその周囲の古代の星が残した化学「化石」とを結び付けようと試みた。研究チームは、もし星の光の放射や複雑な化学プロセスが無視されれば、このモデルは初期の星が銀河の周囲のガスに与える影響を過小評価する可能性があると述べた。
このシミュレーションは、重元素をほとんど含まない原始ガスから始まり、最初の星の形成、星が放出する放射線、超新星としての新元素の拡散、その後の星や銀河の進化を追跡します。第 1 世代の星は、しばしば集団 III 星と呼ばれ、宇宙初期に形成されました。彼らの放射線は周囲のガスを変化させ、その死の爆発は星の内部で形成された鉄、酸素、炭素、その他の元素を宇宙に放出し、その後の星や惑星の原料を提供します。研究チームは、最終的に天の川ほどの大きさの銀河に発展する領域をシミュレーションし、そのモデルが銀河内のガスと星の光の相互作用を数十億年間追跡できるようにした。
MEGATRON プロジェクトはこのラウンドで合計 4 つの研究を発表し、そのうちの 1 つは「Open Astrophysical Journal」に掲載され、第一世代の星が最小の矮小銀河の鉄の存在量をどのように形成するかを研究することに焦点を当てていました。高解像度の放射線流体シミュレーションは、恒星の質量が太陽質量の約10万倍以下の矮小銀河では、平均鉄存在量が太陽鉄存在量の約3000分の1、つまり天文学的表記[Fe/H]が約-2.5である「プラットフォーム」構造が形成される可能性があることを示している。このモデルは、この特徴を集団 III 星の対不安定性超新星 (PISN) と関連付けています。つまり、原始星の爆発後に生成され放出された元素は、周囲の矮小銀河のガスによって保持され、後続の星の構成要素となります。
このシミュレーションでは、原始銀河によって生成される強力なライマン・ウェルナー放射背景が不安定な超新星が発生する環境に影響を及ぼし、太陽の約 1,000 万倍の質量を持つ暗黒物質ハローの中に超新星が現れる原因となることも指摘しています。このより深い重力ポテンシャル井戸では、爆発によって放出された鉄などの元素が保持される可能性が高くなります。研究によると、矮小銀河の約 5 分の 1 は、平均 [Fe/H] が -3 以下で、鉄が非常に少ないカテゴリーに分類される可能性があります。この論文は、Population II 星のフィードバックプロセスを大きく変えるモデルの仮定に関係なく、鉄存在量のプラトーと低鉄の尾部が依然として存在すると述べています。シミュレーションでは、これらの特徴は、今日の大きな銀河の周りを周回している衛星矮小銀河にも保持される可能性があります。これらはシミュレーションによる予測であり、JWST の観測や天の川銀河の古代の星の化学測定とさらに比較する必要があります。
このプロジェクトは、バース大学が米国のシカゴ大学、フランスのパリの天体物理学研究所およびその他の機関と協力して実施しています。これは 2023 年に開始され、2030 年まで継続する予定です。チームは、より高い解像度とより多くの物理プロセスを使用して次世代シミュレーションを実行するために、英国国立スーパーコンピューターから 4,000 万プロセッサ時間のフォローアップ コンピューティング リソースを取得しました。このコンピューティング リソースは将来の研究計画用であり、このラウンドの完了したシミュレーションに使用されるコンピューティング時間ではありません。研究者らは、追跡データを使用して、第一世代の星のさまざまな形成モデルをより直接的にテストし、それらがどのようにして初期宇宙を照らし、化学環境を変化させ、最終的に現在でも観察できる元素の痕跡を残したのかを解明したいと考えている。
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