宇宙学模拟中的星团形成。III. 动力学与化学演化

在本系列先前论文中，我们开发了一种在星系形成模拟中建模星团形成的新算法。这里我们研究束缚星团的瓦解如何影响星团质量函数以及幸存星团的金属丰度分布的形状。星团演化包括因潮汐瓦解而变为不束缚的恒星损失，以及因恒星演化导致的质量损失。我们计算沿星团轨迹的潮汐张量并用其估计瞬时质量损失率。典型的潮汐张量在 $\sim100$~Myr 的时间尺度上表现出大变化，在星团形成后第一 Gyr 内最大本征值为 $10^7$~Gyr$^{-2}$，中值为 $10^4$~Gyr$^{-2}$。由于动力学瓦解，在我们模拟最终可用输出红移 $z\approx1.5$ 处，星团质量函数具有近似对数正态形状，峰值在 $\sim10^{4.3}M_\odot$。将瓦解外推至 $z=0$ 会导致与观测到的银河系球状星团（GCs）相比过多的低质量星团。超过 70% 的 GC 候选者在现今之前完全瓦解；总 GC 候选质量的仅 10% 保留在幸存星团中。幸存星团在 $z=0$ 的总质量在各次运行间变化于 $(2-6)\times10^7M_\odot$ 范围，与银河系大小星系中观测到的 GC 系统质量一致。所有大质量星团与幸存 GCs 的金属丰度分布形状相似但归一化不同，因为星团瓦解。该模型产生的极贫金属星团比例大于观测值。模型的一个稳健预言是年龄-金属丰度关系，其中富金属星团系统性地比贫金属星团年轻多达 3~Gyr。