[論文レビュー] Molecular Cloud Evolution

Enrique Vázquez-Semadeni|arXiv (Cornell University)|Sep 20, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 33被引用数 12

ひとこと要約

本論文は、分子雲（MC）の進化を動的かつ重力駆動的にモデル化するもので、雲は温い中性媒体（WNM）内の圧縮運動から形成され、冷たい中性媒体に移行し、バーリア平衡ではなく階層的重力収縮を経る。主な結果は、MCが臨界的面密度（約1.5×10²¹ cm⁻²）に達すると、分子的で、磁気的に過超臨界であり、重力的に優位な状態となり、全体的収縮と低質量星の早期形成を引き起こすが、大質量星形成は大規模な不規則性の遅い収縮のため、後に発生することである。

ABSTRACT

I describe the scenario of molecular cloud (MC) evolution that has emerged over the past decade or so. MCs can start out as cold atomic clouds formed by compressive motions in the warm neutral medium (WNM) of galaxies. Such motions can be driven by large-scale instabilities, or by local turbulence. The compressions induce a phase transition to the cold neutral medium (CNM) to form growing cold atomic clouds, which in their early stages may constitute thin CNM sheets. Several dynamical instabilities soon destabilize a cloud, rendering it turbulent. For solar neighborhood conditions, a cloud is coincidentally expected to become molecular, magnetically supercritical, and gravitationally dominated at roughly the same column density, $N \sim 1.5 imes 10^21 \psc \approx 10 \Msun$ pc$^{-2}$. At this point, the cloud begins to contract gravitationally. However, before its global collapse is completed ($\sim 10^7$ yr later), the nonlinear density fluctuations within the cloud, which have shorter local free-fall times, collapse first and begin forming stars, a few Myr after the global contraction started. Large-scale fluctuations of lower mean densities collapse later, so the formation of massive star-forming regions is expected to occur late in the evolution of a large cloud complex, while scattered low-mass regions are expected to form earlier. Eventually, the local star formation episodes are terminated by stellar feedback, which disperses the local dense gas, although more work is necessary to clarify the details and characteristic scales of this process.

研究の動機と目的

• 時間の経過に伴い質量と星形成が増加する観測的証拠と、物理的に整合性のある形成メカニズムを調和させること。
• 従来の分子雲におけるバーリア平衡の仮定を挑戦し、代わりに重力的収縮フレームワークを提唱すること。
• 雲内における星形成のタイミングと階層的構造を説明すること、特に大質量クラスタの形成が遅れる理由を明らかにすること。
• 星形成の局所的終焉と高密度ガスの散逸を引き起こす星のフィードバックの役割を明確にすること。
• 太陽系近傍の条件下でのモデルの妥当性を評価し、他の銀河的環境への適応可能性を検討すること。

提案手法

• 大規模な不安定性や乱流に駆動される、温い中性媒体（WNM）における圧縮運動を通じた雲形成のモデル化。
• 収縮過程におけるエネルギー保存則 |E_g| = E_k を、バーリア平衡（|E_g| = 2E_k）の代わりに適用。
• 速度分散、サイズ、面密度を結びつけるスケーリング則 σ_v ∝ (ΣL)¹ᐟ² を用い、階層的重力カスケードと整合性を保つ。
• Heyerら（2009年）およびGibsonら（2009年）の観測データを分析し、エネルギー保存モデルがバーリア平衡よりも優れているかを検証。
• 乱流と冷却を組み込んだISMダイナミクスの数値シミュレーションを用い、雲形成とガス供給流の模擬。
• 初期に形成された星からのフィードバックが、局所的星形成エピソードをどのように終結させ、高密度ガスを散逸させるかを評価。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 分子雲がバーリア平衡にない場合、どのようにして動的に形成され進化するのか？
• RQ2 冷たい原子的雲から分子雲への移行を引き起こす物理的条件は何か？ その移行はどの面密度で発生するのか？
• RQ3 大規模な雲複合体では、なぜ大質量星形成が低質量星形成よりも遅れるのか？
• RQ4 階層的重力的収縮は、サイズおよび面密度に応じた速度分散の観測的スケーリングをどのように説明できるのか？
• RQ5 星のフィードバックは、局所的星形成エピソードを終結させ、高密度ガスを散逸させる役割を果たすのか？

主な発見

• 分子雲は、温い中性媒体における圧縮運動から形成され、臨界的面密度約1.5×10²¹ cm⁻²で冷たい中性媒体に移行する。
• この面密度に達すると、雲は磁気的に過超臨界となり、重力的に支配的になり、全体的重力収縮が開始される。
• 自由落下時間が短い局所的密度フラクチュエーションが最初に収縮し、全体的収縮開始から約3 Myr以内に低質量星が形成される。
• 大規模で低密度のフラクチュエーションは後に収縮するため、大質量星形成領域の形成が遅れる。
• 観測された速度分散スケーリング σ_v ∝ (ΣL)¹ᐟ² は、エネルギー保存則（|E_g| = E_k）によってバーリア平衡（|E_g| = 2E_k）よりもよく説明できる。
• 星のフィードバックは、高密度ガスを散逸させることで局所的星形成エピソードを終結させると予想されるが、正確なスケールとメカニズムはさらなる研究を要する。