[論文レビュー] Magnetic Suppression of Turbulence and the Star Formation Activity of Molecular Clouds

Zamora-Avilés Manuel, Vázquez-Semadeni Enrique+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 16, 2016

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

ひとこと要約

本研究では、磁気力学的（MHD）シミュレーションを用いて、収束流による分子雲形成過程における磁場が乱流をどのように抑制するかを調査している。具体的には、非線形薄層不安定性（NTSI）の抑制に注目している。結果として、強い磁場はより密度が高く、乱流が少なく、質量も大きい雲を形成し、重力収縮が早期に起こり、星形成活動が増幅されることを示している。これは、磁場が圧力支持によって星形成を抑制するという従来の見解とは矛盾する。

ABSTRACT

We present magnetohydrodynamic simulations aimed at studying the effect of the magnetic suppression of turbulence (generated through various instabilities during the formation of molecular clouds by converging) on the subsequent star formation (SF) activity. We study four magnetically supercritical models with magnetic field strengths $B= 0$, 1, 2, and 3 $μ$G (corresponding to mass--to--flux ratios of $\infty$, 4.76, 2.38, and 1.59 times the critical value), with the magnetic field, initially being aligned with the flows. We find that, for increasing magnetic field strength, the clouds formed tend to be more massive, denser, less turbulent, and with higher SF activity. This causes the onset of star formation activity in the non--magnetic or more weakly magnetized cases to be delayed by a few Myr in comparison to the more strongly magnetized cases. We attribute this behavior to the suppression of the nonlinear thin shell instability (NTSI) by the magnetic field, previously found by Heitsch and coworkers. This result is contrary to the standard notion that the magnetic field provides support to the clouds, thus reducing their star formation rate (SFR). However, our result is a completely nonlinear one, and could not be foreseen from simple linear considerations.

研究の動機と目的

• 収束流による分子雲形成過程における磁場が乱流生成に与える影響を調査すること。
• 新しく形成された分子雲における星形成活動を磁場がどのように制御するかを検討すること。
• NTSIのような不安定性の磁場による抑制が、早期の重力収縮および増幅された星形成を引き起こすかどうかを検証すること。
• 磁場が過剰な雲が非磁場雲よりも早期に星形成を開始するというパラドックスを解明すること。

提案手法

• 初期磁場強度（0、1、2、3 μG）を変化させた磁気力学的（MHD）流れをモデル化するため、FLASHコードを用いた数値シミュレーション。
• 初期磁場が流れ方向に整列している状態で、温い中性媒体（WNM）の収束流から雲形成を追跡する。
• モデルは磁場が過剰な状態であり、質量対磁束比は臨界値の∞、4.76、2.38、1.59倍である。
• 乱流および星形成活動は、密度の揺らぎ、速度分散、Sink粒子の生成（原始星の生成を代理として）を用いて定量化される。
• 非線形薄層不安定性（NTSI）は、磁場によって抑制される主な乱流駆動要因として分析される。
• 自己重力および太陽系近傍の雲形成を模倣する現実的な初期条件を含むシミュレーション設定。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 収束流に沿った磁場の存在が、形成中の分子雲における乱流の発展にどのように影響するか？
• RQ2 NTSIの磁場による抑制は、重力収縮の早期発生および増幅された星形成を引き起こすか？
• RQ3 非磁場または弱磁場の雲とは対照的に、より強く磁化された雲がなぜ星形成を早期に開始するのか？これは、磁場が星形成を抑制すると予想されるのと矛盾する。
• RQ4 強い磁場が存在しない状況では、乱流だけが分子雲の重力収縮に対してどれほど支持するか？
• RQ5 流入駆動収縮過程における磁場の張力が、雲形成プロセスを安定化または不安定化する役割を果たすか？

主な発見

• 磁場強度を0から3 μGに増加させると、非線形薄層不安定性（NTSI）の抑制により、より質量が大きく、密度が高く、乱流が少ない分子雲が形成される。
• 非磁場および弱磁場モデル（B0およびB1）では、星形成の開始が強磁場モデル（B2およびB3）と比較して数百万年遅れる。
• NTSIの磁場による抑制は、乱流エネルギーの散逸を減少させ、結果として重力収縮を迅速化し、早期の星形成活動を促進する。
• 非磁場ケース（B0）では、流入が終了した後になってやっと星形成が開始され、これは乱流だけでは雲の収縮に対して十分な支持ができないことを示している。
• 結果は、磁場が圧力支持によって星形成を抑制するとする標準的見解に反しており、むしろ磁場が乱流の抑制を通じて収縮を加速することが示されている。
• これらの結果は、通常2–3 μGの磁場を持つ銀河系内の実際の分子雲は、形成後すぐに全体的な重力収縮を経験する可能性が高く、観測された星形成活動と整合的であると示唆している。