[論文レビュー] COMPRESSIBILITY AND DENSITY FLUCTUATIONS IN MOLECULAR-CLOUD TURBULENCE

Liubin Pan, Paolo Padoan+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 15, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、超新星爆発によって駆動される分子雲内の乱流を調査し、それが僅かに圧縮性である（圧縮性対渦度性比 ≈ 0.3）ことが判明した。これは、理想化されたシミュレーションにおける平衡値0.5よりも低い値である。結果から、重力は圧縮性や平均速度に顕著な影響を及えないことが示され、自己重力が含まれる場合には密度揺らぎが対数正規分布に従い、高密度領域にべき乗則的尾部を示すことが判明した。これは現実的な星形成モデルを支持する。

ABSTRACT

The compressibility of molecular cloud (MC) turbulence plays a crucial role in star formation models, because it controls the amplitude and distribution of density fluctuations. The relation between the compressive ratio (the ratio of powers in compressive and solenoidal motions) and the statistics of turbulence has been studied systematically only in idealized simulations with random external forces. In this work, we analyze a simulation of large-scale turbulence (250 pc) driven by supernova (SN) explosions that has been shown to yield realistic MC properties. We demonstrate that SN driving results in MC turbulence that is only mildly compressive, with the turbulent ratio of compressive to solenoidal modes ≈ 0.3 on average, lower than the equilibrium value of 0.5 found in the inertial range of isothermal simulations with random solenoidal driving. We also find that the compressibility of the turbulence is not noticeably affected by gravity, nor is the mean cloud expansion or contraction velocity (MCs do not collapse as a whole even if their own prestellar cores collapse to form stars). Furthermore, the clouds follow the same relation between the rms density and the rms velocity as in isothermal turbulence and their average gas density PDF is described well by a lognormal distribution, with the addition of a high-density power-law tail when self-gravity is included. Subject headings: ISM: kinematics and dynamics – MHD – stars: formation – turbulence

研究の動機と目的

• 超新星駆動乱流が分子雲の圧縮性に与える影響を理解すること。
• 重力が乱流の圧縮性または雲スケールの速度分散に影響を与えるかどうかを特定すること。
• 自己重力が含まれる現実的な駆動メカニズム下で、分子雲の密度確率密度関数（PDF）が理論的期待値と一致するかを評価すること。
• 標準的な乱流モデルが星形成の文脈で有効であるかどうかを評価するため、超新星駆動乱流と理想化されたシミュレーションを比較すること。

提案手法

• 磁流体力学（MHD）フレームワークを用いて、超新星爆発によって駆動される大規模（250 pc）分子雲乱流をシミュレートする。
• 圧縮性と渦度性の速度パワー比を測定し、圧縮性を定量化し、理論的平衡値と比較する。
• 密度および速度のルート・ミーン・スクエア（rms）揺らぎを分析し、等温乱流で観測されるスケーリング則の妥当性を検証する。
• ガス密度の確率密度関数（PDF）を計算し、特に対数正規性からの逸脱や高密度領域におけるべき乗則的尾部の出現を評価する。
• 自己重力の有無を比較することで、乱流の圧縮性および密度構造に及ぼす影響を分離する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 超新星爆発によって駆動される分子雲における乱流の圧縮性比は何か？
• RQ2 自己重力は分子雲乱流の圧縮性にどのように影響を与えるか？
• RQ3 超新星駆動下においても、分子雲におけるrms密度とrms速度の関係は、等温乱流と同様のスケーリングを示すか？
• RQ4 分子雲の密度PDFは対数正規分布でよく記述されるか？また、自己重力は高密度領域にべき乗則的尾部を誘発するか？
• RQ5 超新星駆動シミュレーションにおける乱流圧縮性は、ランダムな渦度性駆動を用いた理想化されたシミュレーションと比べてどのように異なるか？

主な発見

• 超新星駆動乱流における分子雲では、圧縮性対渦度性速度パワー比が約0.3にとどまり、理想化された等温シミュレーションで得られる平衡値0.5よりも顕著に低いことが判明した。
• 自己重力の影響により、乱流の圧縮性に顕著な変化は認められず、これは大規模な雲のダイナミクスが局所的コア崩壊に対しても安定であることを示している。
• 分子雲の平均膨張または収縮速度は重力の影響を受けていないことから、プレスターラルコアが形成されても雲全体が崩壊しないことが確認された。
• 雲内におけるrms密度とrms速度の関係は、等温乱流と同様のスケーリングに従うため、現実の駆動条件下でもこのスケーリングの普遍性が支持される。
• 平均ガス密度PDFは対数正規分布でよく記述され、自己重力が含まれる場合には高密度領域にべき乗則的尾部が出現する。
• 自己重力下で密度PDFにべき乗則的尾部が現れるという事実は、高密度構造の形成が促進されることを示しており、星形成プロセスと整合的である。