[論文レビュー] Comparing the statistics of interstellar turbulence in simulations and observations: Solenoidal versus compressive turbulence forcing

Christoph Federrath, Julia Román-Duval+3 more|Max Planck Institute for Plasma Physics|May 7, 2009

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 160被引用数 23

ひとこと要約

本研究では、星間空間の流体力学的シミュレーションにおいて、渦度型（発散なし）と圧縮型（渦なし）の乱流駆動の違いを比較し、圧縮型駆動が、渦度型駆動よりも3倍高い密度確率密度関数（PDF）の標準偏差を持つ顕著に密度の高い構造を生成することを明らかにした。観測との比較から、駆動モードの混合は領域に依存しており、シェル状構造では圧縮型モードが支配的であることが示され、また、音速スケールが、準音速のコア速度分散を示すため、原始星コア形成の主要スケールである可能性が示唆された。

ABSTRACT

We study two limiting cases of turbulence forcing in numerical experiments: solenoidal (divergence-free) forcing, and compressive (curl-free) forcing, and compare our results to observations reported in the literature. We solve the equations of hydrodynamics on grids with up to 1024^3 cells for purely solenoidal and purely compressive forcing. Eleven lower-resolution models with mixtures of both forcings are also analysed. We find velocity dispersion--size relations consistent with observations and independent numerical simulations, irrespective of the type of forcing. However, compressive forcing yields stronger turbulent compression at the same RMS Mach number than solenoidal forcing, resulting in a three times larger standard deviation of volumetric and column density probability distributions (PDFs). We conclude that the strong dependence of the density PDF on the type of forcing must be taken into account in any theory using the PDF to predict properties of star formation. We supply a quantitative description of this dependence. We find that different observed regions show evidence of different mixtures of compressive and solenoidal forcing, with more compressive forcing occurring primarily in swept-up shells.

研究の動機と目的

• 異なる乱流駆動メカニズム（渦度型（発散なし）対圧縮型（渦なし））が星間乱流の統計的性質に与える影響を特定すること。
• シミュレーション結果をペルセウス、ポラリスフレア、G216-2.5、ロゼットMCなどの分子雲からの観測データと比較すること。
• 駆動タイプが密度確率密度関数（PDF）、速度分散-サイズ関係、フラクタル構造に与える影響を定量化すること。
• 音速スケールが、速度分散の遷移を通じて原始星コア形成を制御する役割を評価すること。
• 星形成モデルに駆動タイプ依存性を組み込むための定量的フレームワークを提供すること。

提案手法

• 1024³セルに達するグリッドを用いた、純粋に渦度型および純粋に圧縮型駆動を用いた超音速等温流体力学的数値シミュレーション。
• 速度および密度のフラクチュエーションをスケールごとに特徴付けるために、フーリエスペクトルおよびΔ分散解析の分析。
• ペルセウスMC、ポラリスフレア、G216-2.5、ロゼットMCからの観測データと、異なる駆動タイプを持つシミュレーションの速度分散-サイズ関係および密度PDFを比較。
• シミュレートされた乱流構造と観測された面密度マップの比較に主成分分析を用いる。
• 速度スペクトルの積分を用いて音速スケールを定義し、それがコア形成に果たす役割を評価。
• 局所的なマッハ数-密度相関の定量化により、高密度領域における乱流行動を評価。

Figure 1: Ratio of compressive power to the total power in the turbulence force field. The solid lines labelled with 1D, 2D, and 3D show the analytical expectation for this ratio, equation ( 9 ), as a function of the forcing parameter $\zeta$ for one-, two- and three-dimensional forcing, respectivel

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 渦度型と圧縮型乱流駆動は、密度PDFの形状と幅にどのように異なる影響を与えるか？
• RQ2 観測された速度分散-サイズ関係およびΔ分散スペクトルは、異なる駆動タイプを持つシミュレーションとどの程度一致するか？
• RQ3 観測された分子雲に、渦度型と圧縮型駆動の混合が存在する証拠は何か？また、圧縮型駆動が支配的である領域はどこか？
• RQ4 音速スケールは、高密度ガスにおける非音速から準音速への速度分散の遷移にどのように影響するか？これはコア形成にどのような含意を持つか？
• RQ5 原始星コアが準音速の内部速度分散を示すのはなぜか？これは音速スケールにおける乱流によって説明可能か？

主な発見

• 同じRMSマッハ数において、圧縮型駆動は、渦度型駆動よりも密度PDFの標準偏差が約3倍に増大する。
• シミュレーションにおける速度分散-サイズ関係は、駆動タイプにかかわらず、観測結果および独立した数値研究と一致する。
• ペルセウスMCの面密度PDFは、非ガウス型の歪度および尖度を示しており、これは圧縮型駆動に一致するもので、おそらく大質量星のイオン化フロントによって駆動されていると考えられる。
• ポラリスフレアのΔ分散解析から、大規模スケールで圧縮型駆動が示唆されるが、中規模スケールの重心速度増分は渦度型駆動と一致する。
• G216-2.5およびロゼットMCの大部分の主成分分析は渦度型駆動を支持するが、イオン化シェル内部には明確な圧縮型のシグネチャが確認される。
• 音速スケールは、密度フラクチュエーションスペクトルの遷移を示し、原始星コアの観測された準音速速度分散と相関する。これは、コア形成がこのスケール付近で起こっている可能性を示唆する。

Figure 2: Maps showing density ( top ), vorticity ( middle ) and divergence ( bottom ) in projection along the $z$ -axis at time $t=2\,T$ as an example for the regime of statistically fully developed, compressible turbulence for solenoidal forcing ( left ) and compressive forcing ( right ). Top pane