[論文レビュー] Compressible MHD Turbulence: Implications for Molecular Cloud and Star Formation

Enrique Vázquez-Semadeni, Eve C. Ostriker+3 more|arXiv (Cornell University)|Mar 3, 1999

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 11

ひとこと要約

本稿では、数値シミュレーションを用いて分子雲内の圧縮性磁気流体力学（MHD）乱流を調査し、外部からの駆動力または強い磁場がある場合に限り、乱流が重力収縮を抑制することを示している。密度構造と速度構造が観測されたスケーリング則に従うことが示されたが、普遍的な密度-サイズスケーリングは存在せず、乱流のダイナミクスは状態方程式の指数γに強く依存している。

ABSTRACT

We review recent results from numerical simulations and related models of MHD turbulence in the interstellar medium (ISM) and in molecular clouds. We discuss the implications of turbulence for the processes of cloud formation and evolution, and the determination of clouds' physical properties. Numerical simulations of the turbulent ISM to date have included magnetic fields, self-gravity, parameterized heating and cooling, modeled star formation and other turbulent inputs. The structures which form reproduce well observed velocity-size scaling properties, while predicting the non-existence of a general density-size scaling law. Criteria for the formation of gravitationally-bound structures by turbulent compression are summarized. For flows with equations of state $P\\propto \ ho^\\gamma$, the statistics of the density field depend on the exponent $\\gamma$. Numerical simulations of both forced and decaying MHD compressible turbulence have shown that the decay rate is comparable to the non-magnetic case. For virialized clouds, the turbulent decay time is shorter than the gravitational free-fall time, so wholesale cloud collapse is only prevented by ongoing turbulent inputs and/or a strong mean magnetic field. Finally, perspectives for future work in this field are briefly discussed.

研究の動機と目的

• 圧縮性MHD乱流が分子雲の形成および進化に与える影響を理解すること。
• 銀河間空間における重力的収縮と星形成を制御する乱流の役割を特定すること。
• 圧縮流における状態方程式の指数γに及ぼされる乱流統計の依存性を検討すること。
• 磁場と乱流エネルギー供給が雲のバーチャル平衡に与える影響を評価すること。
• 観測された速度-サイズスケーリング則が、シミュレートされた乱流ISM構造において有効であるかどうかを評価すること。

提案手法

• 自己重力、磁場、加熱および冷却プロセスを含む圧縮性MHD乱流の数値シミュレーション。
• エネルギー散逸および崩壊率を調査するため、強制的および減衰的乱流シナリオの両方を実装。
• P ∝ ρ^γ を用いた状態方程式の導入により、銀河間空間における異なる熱力学的状態をモデル化。
• 現実的なISM条件を再現するため、パラメータ化された星形成および乱流駆動を組み込む。
• シミュレートされた雲内の密度、速度、磁場構造の統計的性質を分析。
• 観測データ（分子雲からの）と比較して、シミュレートされた速度-サイズスケーリングを検証。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 圧縮性MHD乱流は、分子雲の形成および安定性にどのように影響を与えるか？
• RQ2 状態方程式の指数γは、乱流の密度場の統計にどのような役割を果たすか？
• RQ3 観測が示唆するように、乱流分子雲に普遍的な密度-サイズスケーリング則が存在するか？
• RQ4 バーチャル平衡にある雲において、乱流の崩壊時間は自由落下時間と比較してどの程度か？
• RQ5 磁場と継続的な乱流駆動が、重力的収縮をどの程度防止するか？

主な発見

• 圧縮性MHD流れにおける乱流の崩壊率は、非磁気的ケースと同等であり、磁場がエネルギー散逸率を顕著に変化させないことを示唆している。
• バーチャル平衡にある雲は、継続的な乱流エネルギー供給または強い平均磁場がなければ、全体的な収縮を経験できない。
• シミュレートされた速度-サイズスケーリングは、分子雲の観測された性質と一致しており、このようなスケーリングの乱流駆動的起源を支持する。
• シミュレーションでは一般的な密度-サイズスケーリング則が予測されず、一部の観測的解釈とは矛盾する。
• 圧縮性MHD乱流における密度場の統計は、状態方程式の多項式指数γに強く依存している。
• 乱流圧縮によって重力的に束縛された構造が形成可能であり、その形成基準は論文で要約されている。