[論文レビュー] Molecular Clouds (a review)

Leo Blitz, Jonathan P. Williams|ArXiv.org|Mar 25, 1999

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 4被引用数 3

ひとこと要約

1990年以降の分子雲形成・進化に関する理解の進展を要約する。本研究では、銀河の分子雲がスパイラル腕に進入する際に圧縮される中性水素（HI）から形成され、その前身となるHIに既に存在する不均一性が強化されて雲内に塊状構造が生じると提案する。また、星の質量が形成プロセスの詳細よりも、その形成元となるコアの質量に本質的に関連している可能性を示唆し、高密度領域における自己相似構造の破綻が星の質量スケールを反映している可能性がある。

ABSTRACT

We review the progress made in understanding molecular cloud formation and evolution toward star formation since the first Crete conference in 1990. It now seems clear that molecular clouds in the Galaxy at least form from compressed HI entering a spiral arm. The internal clumpy structure within clouds probably results from the magnification of inhomogeneities in the precursor HI. This structure is self-similar in nature independent of the star forming nature of the cloud. However, at high densities and small scales, there are departures from self-similarity that may be related to the mass scale of stars. If confirmed, it may be that the mass of a star is related more to the mass of the core from which it forms than by the details of the formation process itself.

研究の動機と目的

• 1990年クレタ会議以降の分子雲形成・進化に関する進展を統合すること。
• 分子雲内の内部塊状構造の起源と星形成との関係を検討すること。
• 星の質量が形成プロセスの詳細よりもコア質量に強く依存するかどうかを調査すること。
• 雲構造における自己相似性の役割と、高密度領域におけるその破綻を評価すること。
• HIの前身における不均一性と観測された雲の形態との関連性を評価すること。

提案手法

• 特にスパイラル腕環境における分子雲およびそのHI前身に関する観測データの分析。
• 自己相似スケーリング則を用いて分子雲の内部塊状構造をモデル化すること。
• 異なる密度およびスケールにおける雲構造を比較し、自己相似性からの逸脱を検出すること。
• 雲の形態および密度構造からコア質量関数を推定すること。
• 雲の圧縮および破壊に関する理論的モデルを観測的制約と統合すること。
• 多波長データを用いてHIの圧縮およびその後の分子雲形成を追跡すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河のスパイラル腕における中性水素（HI）からどのように分子雲が形成されるか？
• RQ2 分子雲に観測される塊状内部構造は、何によって生じるか？
• RQ3 分子雲の構造は、スケールにかかわらず自己相似的であると見なせるか？
• RQ4 高密度領域で自己相似性からの逸脱が見られ、それらが何を示唆するのか？
• RQ5 星の質量は、形成メカニズムの詳細よりも、その親コアの質量に強く依存していると見なせるか？

主な発見

• 銀河内の分子雲は、スパイラル密度波に進入する際に圧縮されたHIから形成される可能性が非常に高い。
• 雲内の内部塊状構造は、前身となるHIガス内の不均一性の拡大によって生じる。
• 塊状構造は、雲の星形成活動とは無関係に、スケールにわたって自己相似的特性を示す。
• 高密度および小スケール領域では自己相似性からの逸脱が観測され、星の質量スケールと物理的関連がある可能性がある。
• 確認されれば、星の質量が形成プロセスの詳細よりもコア質量に強く関連していることを示唆する。
• この結果は、初期のコア質量関数が最終的な星質量関数を支配するというシナリオを支持する。