Metal and molecule cooling in simulations of structure formation
U. Maio, K. Dolag, B. Ciardi, L. Tornatore
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H2 molecules and cold clouds in cooling flow clusters
我们研究了由于H2和HD分子的冷却机制，以确定冷H2-HD云在冷却流团中可达到的最低温度。
Contribution of HD molecules in cooling of the primordial gas
我们研究了HD分子对激波后原始气体热化学演化的影响，这可能是在星系形成过程中出现的。我们发现临界冲击波速度时，氘有效地转化为HD分子，然后占主导地位的气体冷却。超过这个速度，受冲击的气体能够冷却到宇宙微波背景的温度。在这些条件下，相应的金斯质量只取决于红移和重子的初始密度$M_J \propto δ_c^{-0.5} (1+z)^{0.5}$。在$z\simgt 45$ HD分子热冲击气体，并在更大的红移其贡献的热演化变得微不足道。
Metal and molecule cooling in simulations of structure formation
冷却是导致气体在暗物质势阱中凝结的主要过程，从而导致恒星和结构的形成。在无金属的环境中，主要可用的冷却剂是H、He、H $_2$和HD;一旦气体富含金属，这些冷却剂在定义气体的冷却特性时也变得重要。我们讨论了在小工具-2的分子和金属冷却的温度低于$\rm10^4 K$，气体和污染的时间依赖性的性质从恒星演化。我们已经检查了我们的计划的有效性比较的一些测试运行的结果与以前的宇宙丰度演化和结构形成的计算，发现非常一致。我们还研究了在某些特定情况下分子和金属冷却的相关性，发现HD冷却的加入会导致气体在高红移时的聚集因子更高，而低温下的金属冷却会对冷物体的形成和演化产生显着影响。
The cooling function of HD molecule revisited
我们报告的原始气体的冷却速率的HD分子，考虑到其振转结构的新的计算。计算了J \le 8转动能级和振动能级v= 0，1，2和3的HD冷却函数，包括辐射和碰撞跃迁.振转能级布居是由平衡方程假设稳态计算的。在动力学温度T_k为1 e2 ~ 2 e4 K，数密度n_H为1 ~ 1 e8 cm ~（**）~（-3）的范围内计算了冷却函数。我们发现，包括碰撞振转跃迁显着增加HD冷却效率，特别是对于高密度和温度。当n_H>~ 1 e5，T_k~ 1 e4 K时，冷却函数比以前报道的高一个数量级以上。我们也给HD冷却率在宇宙微波辐射场的存在下，辐射温度为30，85和275 K（红移为9，29和99）。列表中的冷却功能可在http：//www.cifus.uson.mx/Personal\_Pages/anton/DATA/HD\_cooling/HD\_cool.html上找到。我们讨论的相关性，以探索包括我们的结果到模型和模拟的星系形成的影响，特别是在制度时，气体冷却温度高于3000 K。
Chemistry and cooling in metal-free and metal-poor gas
我总结了四个最重要的领域的不确定性研究的化学和冷却的气体与零或非常低的金属。这些是：i）HD冷却在原始气体中的重要性和影响; ii）金属线和尘埃冷却在低金属含量气体中的重要性; iii）在H2形成中涉及的几个关键反应的速率系数中存在的大的不确定性的影响;以及iv）在高红移时晶粒表面化学的有效性。
Metal Cooling in Simulations of Cosmic Structure Formation
向任何气体中添加金属都可以通过增加辐射冷却速率来显著改变其演变。在恒星形成的环境中，增强的冷却可能会导致碎片化和低质量恒星的形成，而无金属的气体云已经被证明不会碎片化。传统上，将金属冷却添加到数值模拟中需要在速度和精度之间做出选择。我们介绍了一种方法，使用复杂的化学网络的光电离软件，多云，包括辐射冷却从一套完整的金属高达原子序数30（锌），可用于大规模的三维流体动力学模拟。我们的方法适用于极大的温度范围（10 K < T < 10^8 K），直到氢数密度达到10^12 cm^-3。在这个密度下，一个1兆太阳的球体的半径大约为40天文单位。我们实现我们的方法在自适应网格细化（AMR）流体动力学/N体代码，恩佐。使用这种方法产生的冷却速率，我们研究了导致从第三星族到第二星族恒星形成的物理条件。虽然C，O，Fe和Si先前已被证明在低金属含量气体中对冷却的贡献最大，但我们发现，当太阳丰度模式存在时，高达40%的金属冷却来自S的精细结构发射。在金属丰度Z > 10^-4 Zsun时，存在密度和温度区域，在这些区域中气体都是热不稳定的，冷却时间小于动力学时间。我们确定这些双重不稳定的地区最诱导碎片。在高红移时，CMB抑制了低温下的有效冷却，因此减少了双不稳定区域的大小，使碎裂变得更加困难。
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
Revisiting the effect of H2, HD and LiH molecules in the cooling of primordial gas
We use a non-equilibrium chemical network to revisit and study the effect of H_{2} , HD and LiH molecular cooling on a primordial element of gas. We solve both the thermal and chemical equations for a gas element with an initial temperature T \approx 1000K and a gas number density in the range n_{tot} =1-10^{4} cm^{-3}. At low densities, n_{tot} <10^{2} cm^{-3}, the gas reaches temperatures \sim 100K and the main coolant is H_{2} , but at higher densities, n_{tot} >10^{2} cm^{-3}, the HD molecule dominates the gas temperature evolution. The effect of LiH is negligible in all cases. We studied …
Cooling Limits on Galaxy Formation; Gas dynamical simulations incorporating a background UV field and metal enrichment
我们提出了在10^9 - 10^13太阳质量范围内星系形成的流体动力学模拟，重点是气体冷却的效率。研究了背景紫外辐射场的影响，以及恒星形成和恒星演化引起的晕气体金属富集的影响。发现背景辐射场强烈抑制圆速度小于约50 km/s的星系的形成。然而，这种影响还不足以使层次聚类模型与观察结果相一致。金属富集的晕气体增加冷却速率在低红移。我们发现，在维里温度下的气体的质量分数可能会减少两个因素，在模拟中添加了紫外背景场。由于包含UV背景场而导致的气体冷却的总体效率的降低可以通过在晕圈气体的金属富集之后增加的冷却来补偿，但是效果可能强烈地取决于金属富集的假设模型。
Star Formation at Very Low Metallicity. IV. Fragmentation Does Not Depend on Metallicity for Cold Initial Conditions
原始恒星的形成似乎导致恒星的质量至少比现代恒星的形成大一个数量级。有人提出，从原始到现代的初始质量函数的转变是由于金属丰度Z/Z_sun = 10^{-3.5}时有效金属线冷却的开始。然而，这些模拟忽略了分子氢冷却。我们使用相同的初始条件进行模拟，但包括分子冷却，使用一个复杂的网络，遵循分子氢形成，也直接遵循一氧化碳和水。我们发现，分子氢冷却允许大致相当的碎片进行，即使在零金属这些初始条件。表观转变只是代表了金属线冷却变得比分子冷却更重要的点。在所有情况下，碎片的质量都足以与原始恒星质量的模型相一致，这表明向现代初始质量函数的转变可能是由其他物理学如尘埃形成决定的。我们的结论是，这种额外的冷却机制，结合宇宙学坍缩产生的确切的初始条件，可能比金属线冷却在确定初始质量函数方面更重要，因此，在Z/Z_sun = 10^{-3.5}时，初始质量函数不太可能有急剧的转变。
Molecules in a gravitational collapse
分子的原始化学研究涉及到许多与坍缩分子原云的热平衡有关的有趣问题。在许多天体物理的情况下，分子冷却和加热影响介质的动力学演化。大量分子的存在对坍缩物体的动力学演化至关重要。由于云的温度随着收缩而升高，冷却机制对结构的形成很重要，通过降低压力对抗重力，即通过允许吉恩不稳定的原云继续坍塌。对于第一代对象来说尤其如此。有人提出，宇宙氢重组后，可以立即形成有限数量的分子，如$H_2$、$HD$和$LiH$（Lepp和Shull 1984，Puy等1993）。宇宙学丰度分数$HD/H_2$很小。然而，非零永久电偶极矩的存在使得$HD$在中等温度下可能比$H_2$更重要，尽管$HD$比$H_2$少得多。最近，Puy和Sinore（1997）指出，在引力坍缩的早期阶段，对于某些坍缩物质，当坍缩的原结构温度约为200 K时，$HD$分子是主要的冷却剂。因此，我们解析地估计了原云坍缩过程中的分子冷却。然后，讨论了在引力坍缩早期阶段存在热不稳定性的可能性。
Inhomogeneous Metallicities and Cluster Cooling Flows
这篇文章的主题是，在集群内介质（ICM）的金属可能是不均匀分布在小尺度上的想法。我们专注于这和冷却流过程之间可能的相互作用。首先，我们简要回顾了ICM中金属分布不均匀的一些证据。接下来，我们概述了一个简单的数值模型内的冷却流假说的框架。最后，我们提出了一些我们最近的结果，在所观察到的丰度分布梯度的存在。
Implications of the central metal abundance peak in cooling core clusters of galaxies
最近的XMM-牛顿星系团的观测提供了详细的信息，在星系团的中心区域的重元素的分布与冷却核心提供了强有力的证据，这些金属大多来自最近的SN Ia型。在本文中，我们汇编信息的累积质量剖面的铁，最重要的金属丰度示踪剂。我们发现，长的富集时间（大于5 Gyr）是必要的，以产生中央丰度峰。经典的冷却流，强对流的团内介质，和一个完整的金属混合的集群合并将破坏观测到的丰度峰太快。因此，观察设置强大的集群演化模型的限制，要求集群中的冷却核心保存了很长一段时间。我们进一步得出结论，从观察到的最里面的一部分，团内介质是最有可能占主导地位的气体主要来自恒星质量损失的cD星系。
Star formation at very low metallicity. II: On the insignificance of metal-line cooling during the early stages of gravitational collapse
我们研究的影响，低水平的金属富集的冷却和崩溃的电离气体在小的原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学模拟。我们的初始条件代表了在化石HII区域内形成的原星系--一个先前电离的HII区域，还没有时间冷却和重组。在宇宙学再电离之前，这样的区域应该是相对常见的，因为可能的电离源的特征寿命明显短于哈勃时间。我们表明，在这些区域中，H_2是占主导地位的和最有效的冷却剂，这是H_2的形成量，决定了气体是否可以崩溃和形成恒星。在低金属丰度下（Z < 10^{-3} Z_sun）被认为与星族III向星族II早期恒星形成的转变有关，金属线冷却对低密度气体演化的影响几乎可以忽略不计，与密度低于1 cm^{-3}的无金属情况相比，气体的密度和温度变化小于1%温度超过2000 K尽管有证据表明，金属线冷却在更高的密度下变得更有效，但我们发现，在低于我们的下沉粒子产生阈值（n = 500 cm^{-3}）的任何密度下，与无金属情况下的行为没有显著差异。金属丰度的增加也增加了金属线冷却的重要性，但它不会显着影响低密度气体的动力学演化，直到Z = 0.1 Z_sun。无论是否存在紫外背景，该结果都成立。
Some effects of small-scale metallicity variations in cooling flows
为了使最近的光谱数据与标准冷却流模型的预测相一致，有人提出，团内介质（ICM）中的金属可能在小尺度上分布不均匀。我们调查这种情况下的框架内的冷却流场景的可能后果。使用标准的等压冷却流模型，我们研究的能力，这样的金属丰度的变化，优先抑制冷却流谱中的低温线发射。然后，我们使用简单的数值模拟研究的时间和空间的演化时，ICM的金属分布在这样的方式。模拟观测被用来研究约束条件的真实数据可以放置在ICM的条件。强调了以目前的观测限度排除小空间尺度上丰度变化的困难。我们发现，双峰分布的金属可能会引起有趣的影响，在所观察到的丰度分布，在明显的丰度梯度与中央丰度下降和偏离中心的峰值，类似于最近看到的一些集群，产生。不同的元件以不同的方式表现，这取决于它们的等效宽度的温度依赖性。我们的总体结论是，虽然这一过程本身似乎不太可能解释目前光谱数据中低温发射谱线的急剧减少，但在某种程度上的贡献是可能的，难以排除。在分析高分辨率星团X射线谱时，应考虑小尺度金属丰度变化的可能性。
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