[論文レビュー] Magnetic processes in a collapsing dense core. I Accretion and Ejection

P. Hennebelle, S. Fromang|ArXiv.org|Sep 18, 2007

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 50被引用数 158

ひとこと要約

本研究では、RAMSESコードを用いた3次元AMR MHDシミュレーションを用い、磁場が高密度プリスターラルコアの崩壊に与える影響を、磁場ブレーキ、ディスク形成、およびアウトフロー駆動の観点から調査する。質量対磁束比μ < 5の場合は、強い磁場が遠心力平衡ディスク形成を抑制し、磁気・遠心力駆動アウトフローを引き起こすが、弱い磁場（μ = 20）の場合はディスク形成が可能となり、磁場タワーの拡大も遅くなる。

ABSTRACT

Abridged. It is important for the star formation process to understand the collapse of a prestellar dense core. We investigate the effect of the magnetic field during the first collapse up to the formation of the firstcore, focusing particularly on the magnetic braking and the launching of outflows. We perform 3D AMR high resolution numerical simulations of a magnetically supercritical collapsing dense core using the RAMSES MHD code and develop semi-analytical models that we compare with the numerical results. We study in detail the various profiles within the envelope of the collapsing core for various magnetic field strengths. Even modest values of magnetic field strength modify the collapse significantly. This is largely due to the amplification of the radial and toroidal components of the magnetic field by the differential motions within the collapsing core. For a weak magnetic intensity corresponding to an initial mass-to-flux over critical mass-to-flux ratio, $μ$ equals to 20, a centrifugally supported disk forms. The strong differential rotation triggers the growth of a slowly expanding magnetic tower. For a higher magnetic field strengths corresponding to $μ=2$, the collapse occurs primarily along the field lines, therefore delivering weaker angular momentum in the inner part whereas at the same time, strong magnetic braking occurs. As a consequence no centrifugally supported disk forms. An outflow is launched from the central thermally supported core. Detailed comparisons with existing analytical predictions indicate that it is magneto-centrifugally driven. For cores having a mass-to-flux over critical mass-to-flux radio $μ&lt; 5$, the magnetic field appears to have a significant impact.....

研究の動機と目的

• 磁気的に過剰な高密度プリスターラルコアが最初の流体的静止コア段階において崩壊する過程で、磁場が果たす役割を理解すること。
• 磁場ブレーキと磁場圧力が磁化されたコア内でのディスク形成およびアウトフロー駆動に与える影響を調査すること。
• 数値的シミュレーションと半解析的モデルを比較し、磁気・遠心力加速といった物理的メカニズムの妥当性を検証すること。
• 特にIRAM04191のようなクラス0の天体からの観測的制約を、MHD崩壊モデルの文脈で解釈すること。
• 別紙（論文II）でコアの分岐に及ぼす磁場効果を研究する基盤を築くこと。

提案手法

• 理想MHDと自己重力を取り入れた3次元アダプティブメッシュリファインメント（AMR）シミュレーションを、RAMSES MHDコードを用いて実施する。
• ∇·B = 0を保つために制約伝搬法を採用し、磁場の数値的安定性を確保する。
• 質量対磁束比μが1000から2の範囲で変化する、均一で回転する磁化された球体を、希薄な媒体中に埋め込んだ初期条件を用いる。
• 流体力学的およびMHDフラックス計算にRoeリーマン解法を適用し、少なくとも10セル/ジェイン長さを維持するようにメッシュを細分化する。
• 包層構造およびアウトフロー特性を予測する半解析的モデルを構築し、シミュレーション出力と比較する。
• 径方向およびトロイダル磁場成分の時間発展、角運動量輸送、およびアウトフローの運動学的特性を分析する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期磁場強度（μで定量化される）が、コア崩壊中に遠心力平衡ディスク形成にどのように影響を与えるか。
• RQ2 磁場ブレーキが内核からの角運動量を効率的に取り除く役割を果たすメカニズムは何か、そしてμに依存するか。
• RQ3 崩壊する包層内の相対運動が、径方向およびトロイダル磁場成分をどのように増幅させるか。
• RQ4 シミュレーションで観測されたアウトフローを駆動する物理的メカニズムは何か。Blandford & Payne（1982）の解析モデルと比較するとどうなるか。
• RQ5 シミュレーションで得られた構造（密度プロファイル、回転曲線、アウトフロー）が、IRAM04191のようなクラス0のプロトスタ星の観測とどの程度一致するか。

主な発見

• μ = 20の場合は、磁場ブレーキが弱いため、中程度の磁場強度にもかかわらず遠心力平衡ディスクが形成可能である。
• 崩壊するコア内での差動回転が、径方向およびトロイダル磁場成分を増幅させ、ゆっくりと拡大する磁場タワーの形成を引き起こす。
• μ = 2の場合は、崩壊が主に磁場線に沿って進行し、内側領域への角運動量の供給が減少し、ディスク形成が抑制される。
• 低μモデルでは強い磁場ブレーキが角運動量を効率的に抽出し、ディスク形成を防ぎ、直接的なアウトフロー駆動を促進する。
• μ = 2のシミュレーションにおけるアウトフローは、磁気・遠心力加速によって駆動されており、Blandford & Payne（1982）の解析モデルの予測と一致する。
• シミュレーションで得られたアウトフロー速度（最大約3 km/s）は、IRAM04191で観測された値（5–10 km/s）より小さいため、最初のラーソンコアをより完全に扱う必要があることが示唆される。