[論文レビュー] Models for the Formation of Massive Stars

Mark R. Krumholz, I. A. Bonnell|ArXiv.org|Dec 5, 2007

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 33被引用数 4

ひとこと要約

この論文は、質量星形成の2大モデルであるコア降着モデルと競争的降着モデルをレビューし、質量蓄積のメカニズムと関連する物理的プロセスの違いを強調している。放射圧、フィードバック、磁場のシミュレーションにおける未解決の課題を特定し、高解像度でメッシュを適応的に細分化したMHDシミュレーションによる、質量星形成における主要な不確実性の解消を提言している。

ABSTRACT

The formation of massive stars is currently an unsolved problems in astrophysics. Understanding the formation of massive stars is essential because they dominate the luminous, kinematic, and chemical output of stars. Furthermore, their feedback is likely to play a dominant role in the evolution of molecular clouds and any subsequent star formation therein. Although significant progress has been made observationally and theoretically, we still do not have a consensus as to how massive stars form. There are two contending models to explain the formation of massive stars, Core Accretion and Competitive Accretion. They differ primarily in how and when the mass that ultimately makes up the massive star is gathered. In the core accretion model, the mass is gathered in a prestellar stage due to the overlying pressure of a stellar cluster or a massive pre-cluster cloud clump. In contrast, competitive accretion envisions that the mass is gathered during the star formation process itself, being funneled to the centre of a stellar cluster by the gravitational potential of the stellar cluster. Although these differences may not appear overly significant, they involve significant differences in terms of the physical processes involved. Furthermore, the differences also have important implications in terms of the evolutionary phases of massive star formation, and ultimately that of stellar clusters and star formation on larger scales. Here we review the dominant models, and discuss prospects for developing a better understanding of massive star formation in the future.

研究の動機と目的

• 高放射圧と複雑なフィードバック機構の存在にもかかわらず、質量星がどのように形成されるかという未解決の問題を明確にすること。
• 質量蓄積メカニズムと物理的仮定の観点から、コア降着モデルと競争的降着モデルを比較・対比すること。
• 現在のシミュレーションにおける深刻な制限、特に解像度の低さ、簡素化されたシンク粒子、磁場効果の欠如を特定すること。
• 適応メッシュ細分化（AMR）と現実的なシンク粒子モデルを用いた数値シミュレーションの改善を提唱し、降着およびフィードバックダイナミクスをよりよく捉えること。
• 磁場、噴出物、放射が、特に放射圧障壁を克服する上で果たす役割を検討すること。

提案手法

• 2大理論的モデルであるコア降着（降着前段階のプレスターラルコアでの質量蓄積）と競争的降着（集団形成過程における動的降着）をレビューし、対比すること。
• モデルの妥当性を検証する上で複雑化する、初期条件の観測的曖昧さ（コアの凝縮、連星系の存在）を分析すること。
• シンク粒子と原始星噴出物を含む、既存の流体力学的および放射流体力学的シミュレーションを評価し、降着とフィードバックをモデル化する能力を検証すること。
• 降着および噴出物ダイナミクスをよりよくモデル化するため、高解像度で適応メッシュ細分化（AMR）およびラグランジュアンシミュレーション（例：SPH）の必要性を強調すること。
• 磁場がフラグメンテーションを低減し、フィードバック効率を向上させる証拠があることから、磁気力学（MHD）をシミュレーションに組み込む必要があることを提言すること。
• 磁場が光子バブル不安定性を介して放射圧障壁を変化させ、アルヴェーン波および磁気音速波によるエネルギー輸送を可能にし、エネルギーを再分配する可能性を検討すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 コア降着モデルと競争的降着モデルは、質量星形成過程における質量蓄積のメカニズムでどのように異なるか？
• RQ2 現在の質量星形成シミュレーションは、放射圧、噴出物、フィードバックの効果をどれほど正確に捉えているか？
• RQ3 磁場は、質量星形成領域におけるフラグメンテーションの抑制とフィードバックの修正にどのような役割を果たすか？
• RQ4 原始星噴出物は、質量クラスター全体の崩壊を防ぐことができるか？ そして、これは競争的降着モデルの妥当性にどのように影響するか？
• RQ5 なぜこれまでのシミュレーションでは80 M☉に達する星の形成に成功していないのか？ これを達成するにはどのような改善が必要か？

主な発見

• コア降着モデルと競争的降着モデルは、質量蓄積のタイミングと方法において根本的に異なる：コア降着はプレスターラルコアの崩壊に依存するが、競争的降着は集団ポテンシャル内での継続的降着に依存する。
• 現在のシミュレーションは、解像度の制限、シンク粒子の実装方法、磁場の欠如といった要因により、80 M☉に達する星の形成に失敗している。
• 原始星噴出物は乱流を駆動し、星形成率を自由落下時定数の約5％に制限する可能性があるため、競争的降着モデルの仮定に挑戦する。
• 磁場は、光子バブル不安定性を可能にし、アルヴェーン波および磁気音速波によるエネルギー輸送を可能にすることで、フラグメンテーションを低減し、フィードバック効率を向上させると予測されている。
• 固定グリッドと簡素なシンク粒子を用いた既存のシミュレーションは、噴出物の効果を過大評価し、降着ダイナミクスを誤って再現している可能性がある。
• MHDをシミュレーションに組み込むことで、フラグメンテーション、降着、集団の解体に関する結果が顕著に変化すると予想されるが、質量星形成におけるこのようなMHDシミュレーションはまだ実施されていない。