[論文レビュー] Ambipolar diffusion in low-mass star formation. I. General comparison with the ideal MHD case

Jacques Masson, G. Chabrier+3 more|Figshare|Sep 18, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 51被引用数 79

ひとこと要約

本研究では、非理想磁気力学(非理想MHD)シミュレーションを用いて低質量星形成における双極拡散の役割を調査し、磁気拡散バリアによって磁束の過剰な集中が抑制され、ケプラー的円盤の形成が可能になることを示している。これは、理想MHDでは角運動量が過剰に減衰し、円盤形成が妨げられるのとは対照的である。双極拡散を組み込むことで、初期磁化度に応じて0.02–0.2 M⊙の質量と20–80 auの半径を持つ物理的に妥当な円盤構造が形成される。

ABSTRACT

In this paper, we provide a more accurate description of the evolution of the magnetic flux redistribution during prestellar core collapse by including resistive terms in the magnetohydrodynamics (MHD) equations. We focus more particularly on the impact of ambipolar diffusion. We use the adaptive mesh refinement code RAMSES to carry out such calculations. The resistivities required to calculate the ambipolar diffusion terms were computed using a reduced chemical network of charged, neutral and grain species. The inclusion of ambipolar diffusion leads to the formation of a magnetic diffusion barrier in the vicinity of the core, preventing accumulation of magnetic flux in and around the core and amplification of the field above 0.1G. The mass and radius of the first Larson core remain similar between ideal and non-ideal MHD models. This diffusion plateau has crucial consequences on magnetic braking processes, allowing the formation of disk structures. Magnetically supported outflows launched in ideal MHD models are weakened when using non-ideal MHD. Contrary to ideal MHD misalignment between the initial rotation axis and the magnetic field direction does not significantly affect the results for a given mu, showing that the physical dissipation truly dominate over numerical diffusion. We demonstrate severe limits of the ideal MHD formalism, which yield unphysical behaviours in the long-term evolution of the system. This includes counter rotation inside the outflow, interchange instabilities, and flux redistribution triggered by numerical diffusion, none observed in non-ideal MHD. Disks with Keplerian velocity profiles form in all our non-ideal MHD simulations, with final mass and size which depend on the initial magnetisation. This ranges from a few 0.01 solar masses and 20-30 au for the most magnetised case (mu=2) to 0.2 solar masses and 40-80 au for a lower magnetisation (mu=5).

研究の動機と目的

• 原始星核の崩壊における非物理的磁束の集中と過剰な磁気的ブレーキングを、理想MHDシミュレーションで生じる問題を解消すること。
• 双極拡散が最初のラーソンコア形成期における角運動量輸送と磁束再分配をどのように制御するかを調査すること。
• 非理想MHDが、クラス0およびクラスIの原始星の観測結果と整合する回転支持円盤を生成できるかどうかを特定すること。
• 初期磁場の向きと磁化度が円盤形成と安定性に与える影響を評価すること。
• 数値的手法が磁気拡散のシミュレーションに与える影響を評価し、数値的拡散に起因する非物理的アーチファクトを回避すること。

提案手法

• 1 M⊙の前星核の崩壊をシミュレートするために、非理想MHDソルバを搭載したRAMSESの適応メッシュ細分化コードを用いた。
• 荷電粒子、中性粒子、微粒子の簡略化化学ネットワークを用いて抵抗率を計算し、双極拡散を組み込んだ。
• 磁束の増幅を約0.1 Gまで制限するため、コア付近に磁気拡散バリア（分離段階）を適用した。
• 数値的拡散の影響を評価するために、複数のリーマンソルバ（HLL、HLLD、Lax-Friedrich）を用いて、円盤形成と安定性に与える影響をテストした。
• 径方向速度プロファイルを用いて円盤の性質を定義し、ケプラー的期待値と比較した。非ケプラー的ずれは補正した。
• 初期磁化度（μ = 2 から μ = 5）と磁場軸と回転軸のずれ角を変化させたシミュレーションを実施した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 双極拡散は、前星核の崩壊において理想MHDと比較してどのように磁束再分配を変化させるか？
• RQ2 非理想MHDシミュレーションは、クラス0およびクラスIの原始星の観測結果と整合する回転支持円盤を生成できるか？
• RQ3 磁気拡散バリアは、磁場増幅の制御と過剰ブレーキングの防止に果たす役割は何か？
• RQ4 数値ソルバの選択（例：HLL と HLLD）は、最初のラーソンコアの進化と円盤形成にどのように影響するか？
• RQ5 初期磁場の向きと磁化度が、非理想MHDシミュレーションにおける円盤質量とサイズに及ぼす影響はどの程度か？

主な発見

• 双極拡散は最初のラーソンコア付近に磁気拡散バリアを形成し、磁場増幅を約0.1 Gに制限することで、磁束の過剰な集中を防いでいる。
• 円盤質量は初期磁化度に応じて約0.02 M⊙（μ = 2）から約0.2 M⊙（μ = 5）に、半径は20–30 auから40–80 auに変動する。
• すべての非理想MHDシミュレーションでケプラー的速度プロファイルが回復されたが、理想MHDでは円盤形成が抑制された。
• 理想MHDでは磁化された噴流が弱体化または消失するが、非理想MHDでは磁気的ブレーキングが減少するため、その影響が軽減される。
• 非理想MHDでは、磁場と回転軸のずれが円盤形成にほとんど影響しないが、理想MHDではその影響が顕著であり、物理的支配が数値的効果を上回ることを確認した。
• 理想MHDシミュレーションでは、逆回転を示す噴流、交差不安定性、数値的磁束再分配といった非物理的振る舞いが見られたが、非理想MHDではそれらが観察されなかった。