[論文レビュー] Diffuse interstellar medium and the formation of molecular clouds

P. Hennebelle, Mordecai‐Mark Mac Low+1 more|ArXiv.org|Nov 15, 2007

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、分子雲（MCs）が、大規模な乱流と自己重力によって駆動される重力的崩壊によって形成され、単なる乱流圧縮によるものではないと提唱する。MCsはバーリア平衡にないが、連続的な収縮を経験しており、星形成効率（SFE）は磁気的支持、乱流、および初期の星間物質フィードバックによって制御される。その結果、|E_grav| ≈ 2E_kin に相当する疑似バーリア平衡が成立する。

ABSTRACT

(Abridged) The formation of molecular clouds (MCs) from the diffuse interstellar gas appears to be a necessary step for star formation, as young stars invariably occur within them. However, the mechanisms controlling the formation of MCs remain controversial. In this contribution, we focus on their formation in compressive flows driven by interstellar turbulence and large-scale gravitational instability. Turbulent compression driven by supernovae appears insufficient to explain the bulk of cloud and star formation. Rather, gravity must be important at all scales, driving the compressive flows that form both clouds and cores. Cooling and thermal instability allow the formation of dense gas out of moderate, transonic compressions in the warm diffuse gas, and drive turbulence into the dense clouds. MCs may be produced by an overshoot beyond the thermal-pressure equilibrium between the cold and warm phases of atomic gas, caused by some combination of the ram pressure of compression and the self-gravity of the compressed gas. In this case, properties of the clouds such as their mass, mass-to-magnetic flux ratio, and total kinetic and gravitational energies are in general time-variable quantities. MCs may never enter a quasi-equilibrium or virial equilibrium state but rather continuously collapse to stars.

研究の動機と目的

• 希薄な星間媒体から分子雲形成を駆動するメカニズムに関する論争を解消すること。
• 希薄なガスを高密度で星形成可能な雲へ圧縮する要因として、重力と乱流の役割を評価すること。
• 分子雲がバーリア平衡にあるのか、それとも連続的な重力的収縮の状態にあるのかを調査すること。
• 磁気的場、乱流、星間物質フィードバックが星形成効率（SFE）にどのように作用するかを検討すること。
• 観測によるSFEの制約を、雲の進化に関する理論的モデルと調和させること。

提案手法

• 星、ガス、およびダークマター・ハローをリアルタイムで含む銀河ディスクの数値シミュレーションを用いて、重力不安定性と星形成をモデル化する。
• Sink粒子を導入してガスの崩壊を追跡し、星形成 timescale を測定する。
• 初期ディスク不安定性を定量化するためのToomreパラメータ Q_sg,min を用い、それが崩壊 timescale τ_sf と相関することを分析する。
• 星形成率の初期不安定性依存性を指数関数的フィッティングにより分析：τ_sf ∝ exp(Q_sg,min / 0.24)。
• 超新星およびH ii領域からの乱流圧縮をモデル化し、それが崩壊を誘発するか、逆に抑制するかを比較する。
• 磁気的支持の影響を評価するため、雲が準拠性か過拠性かを評価し、それが崩壊とSFEに与える影響を検討する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 希薄な星間媒体から分子雲が形成される主な要因は、乱流か重力か？
• RQ2 分子雲はバーリア平衡に達することができるのか、それとも連続的な重力的収縮の状態にあるのか？
• RQ3 磁気的場、乱流、星間物質フィードバックの相互作用が星形成効率にどのように作用するか？
• RQ4 超新星およびH ii領域は、星形成を誘発するのか、それとも衝撃波乱流によって抑制するのか、その程度は？
• RQ5 高密度なガスを有する分子雲において、観測された星形成効率が極めて低いのはなぜか？

主な発見

• 星形成 timescale τ_sf は初期ディスク不安定性に指数関数的に依存し、τ_sf ≈ 34.7 Myr × exp(Q_sg,min / 0.24) と表され、重力的不安定性に極めて敏感であることが示された。
• ガスと星のディスクが併存する状態での重力的不安定性が、大スケールで圧縮流れを引き起こし、これはディスク進化の自然な結果としてシュナイダー法則が成立することを説明する。
• 超新星やH ii領域によって駆動される衝撃波乱流は、崩壊を促進するのではなく抑制することが判明し、誘発される星形成率は必要値の約10%にとどまる。
• 分子雲はバーリア平衡に到達しない可能性があり、代わりに|E_grav| ≈ 2E_kin を示す疑似バーリア平衡を示しており、これは継続的な収縮の特徴である。
• 星形成効率は初期の星間物質フィードバックと磁気的支持によって制御され、準拠性領域は安定を保ち、過拠性領域は崩壊する。
• 数Myr以上の年齢のクラスタで雲の散逸が観測されることから、フィードバックが雲を散逸させることで平衡を維持するのではなく、逆に雲を破壊するという考えが支持される。