[論文レビュー] Simulating star formation in molecular cloud cores I. The influence of low levels of turbulence on fragmentation and multiplicity

S. P. Goodwin, A. P. Whitworth+1 more|ArXiv.org|Sep 30, 2003

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 51被引用数 109

ひとこと要約

本研究では、高解像度の流体力学的シミュレーションを用いて、観測された静穏なプレスターラルコアに一般的に見られるような低レベルの乱流（α_turb = 0.05）ですら、混沌とした破片化を引き起こし、80%のケースで複数星系の形成をもたらすことを示している。シミュレーションは、観測された連星および複数星系と整合する軌道的分離、質量比、離心率を持つ系を生成しており、動的相互作用が低質量星および褐色矮星を優先的に排除することが分かっている。

ABSTRACT

We present the results of an ensemble of simulations of the collapse and fragmentation of dense star-forming cores. We show that even with very low levels of turbulence the outcome is usually a binary, or higher-order multiple, system. We take as the initial conditions for these simulations a typical low-mass core, based on the average properties of a large sample of observed cores. All the simulated cores start with a mass of $M = 5.4 M_{\odot}$, a flattened central density profile, a ratio of thermal to gravitational energy $α_{ m therm} = 0.45$ and a ratio of turbulent to gravitational energy $α_{ m turb} = 0.05 $. Even this low level of turbulence is sufficient to produce multiple star formation in 80% of the cores; the mean number of stars and brown dwarfs formed from a single core is 4.55, and the maximum is 10. At the outset, the cores have no large-scale rotation. The only difference between each individual simulation is the detailed structure of the turbulent velocity field. The multiple systems formed in the simulations have properties consistent with observed multiple systems. Dynamical evolution tends preferentially to eject lower mass stars and brown dwarves whilst hardening the remaining binaries so that the median semi-major axis of binaries formed is $\sim 30$ au. Ejected objects are usually single low-mass stars and brown dwarfs, yielding a strong correlation between mass and multiplicity. Our simulations suggest a natural mechanism for forming binary stars that does not require large-scale rotation, capture, or large amounts of turbulence.

研究の動機と目的

• 静穏なプレスターラルコアで観測されるような低レベルの乱流が、複数星系への破片化を引き起こすかどうかを調査すること。
• 観測された星の高い多重性と、密度の高いコアで測定された低乱流レベルの間に矛盾がないかを解明すること。
• 大規模な回転や高エネルギープロセスを伴わず、乱流そのものだけで連星および複数星系の形成を説明できるかどうかを検証すること。
• 得られた星および複数星系の統計的性質、特に軌道的パラメータと質量分離の性質を検討すること。

提案手法

• シミュレーションは、観測されたコアの性質に基づき、平坦な中心密度プロファイル（コア）とr⁻⁴の包層を持つ5.4 M☉の分子雲コアの崩壊をモデル化している。
• 初期条件にはα_therm = 0.45（熱エネルギー）とα_turb = 0.05（乱流エネルギー）が含まれており、大規模な回転は想定されていない。
• 乱流速度場は確率的に生成され、各シミュレーションは初期の乱流速度構造のみが異なっている。
• スムージング粒子流体力学（SPH）コードは、流体力学、重力、降着を追跡し、破片化と動的相互作用を解像度を保って再現している。
• 20回のシミュレーションの統計的解析により、多重性、軌道的パラメータ、質量比、排出率が定量的に評価された。
• 結果は、例えばDuquennoy & Mayor (1991) に示された観測された連星分離、離心率、質量比の分布と比較された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 分子雲コアにおける低レベルの乱流（α_turb = 0.05）が、複数星系の形成を引き起こす可能性があるか？
• RQ2 乱流速度場の混沌とした性質が、1コアあたりに形成される星の数や性質にどのように影響するか？
• RQ3 シミュレートされた複数星系は、観測された連星の軌道的分離、離心率、質量比を再現するか？
• RQ4 動的相互作用が低質量物体の排出と連星の硬化に果たす役割は何か？
• RQ5 シミュレートされた系において、質量と多重性の間に相関があるか、観測と一致するか？

主な発見

• 80%のシミュレーションで、低乱流（α_turb = 0.05）が複数星系への破片化を引き起こし、1コアあたり平均4.55個の星または褐色矮星が形成された。
• 1コアあたりの対象数は、初期の乱流速度場の構造に応じて1〜10の間で混沌たる変動を示した。
• 形成された連星の中央軌道半径の中央値は約30 auであり、観測されたG型巨星連星の分布と整合的である。
• 近接連星（a < 20 au）は、主に広がった連星の動的硬化によって形成され、直接的な破片化によるものではない。
• 質量比は時間とともに変化する：0.3 Myrの時点で、近接連星は広がった連星よりも高い質量比（q > 0.4）を示し、観測と一致する。
• 低質量対象（<0.5 M☉）は動的相互作用によって優先的に排出され、高速分散が大きく、二重性が低い低質量集団が形成された。