[論文レビュー] Simulating star formation in molecular cores II. The effects of different levels of turbulence

S. P. Goodwin, A. P. Whitworth+1 more|arXiv (Cornell University)|May 6, 2004

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 74被引用数 77

ひとこと要約

本研究では、滑らかな粒子力学（SPH）シミュレーションを用いて、5.4 M⊙の分子核における初期乱流の程度が星形成、破片化、および連星統計に与える影響を調査する。その結果、観測された場のG型矮星の連星頻度、質量関数、および軌道的性質を最もよく再現するのは、乱流パラメータα_turb ≈ 0.05であることが判明した。一方、より高い乱流（α_turb ≥ 0.10）では、タウラス星形成領域の観測と整合する、近接で質量比がほぼ等しい連星の明確なサブクラスが形成される。

ABSTRACT

(Abridged) We explore, by means of a large ensemble of SPH simulations, how the level of turbulence affects the collapse and fragmentation of a star-forming core. All our simulated cores have the same, except that we vary (a) the initial level of turbulence (as measured by the ratio of turbulent to gravitational energy, $α_{ m turb} \equiv U_{ m turb}/|Ω| = 0, 0.01, 0.025, 0.05, 0.10 { m and} 0.25$) and (b), for fixed $α_{ m turb}$, the details of the initial turbulent velocity field (so as to obtain good statistics). A low level of turbulence ($α_{ m turb} \sim 0.05$) suffices to produce multiple systems. As $α_{ m turb}$ is increased, the number of objects formed and the companion frequency both increase. The mass function is bimodal, with a flat low-mass segment representing single objects ejected from the core before they can accrete much, and a Gaussian high-mass segment representing objects which because they remain in the core grow by accretion and tend to pair up in multiple systems.

研究の動機と目的

• 初期乱流の程度が崩壊する分子核内の破片化、質量関数、および連星統計に与える影響を特定すること。
• 場のG型矮星およびタウラス星形成領域の主系列前星の観測された連星的性質が、核崩壊シミュレーションにおける乱流の変動によって再現可能かどうかを評価すること。
• 星形成過程における連星系の形成と二重性質量関数の構造的特徴を決定づける乱流の役割を調査すること。
• Duquennoy & Mayor (1991)およびWhite & Ghez (2001)の観測データとシミュレーション結果を比較し、太陽型星を形成する核における乱流レベルを制約すること。
• 高乱流環境下で形成される、高質量比を示す硬い近接連星の起源を探索し、主系列前星の観測と整合するかどうかを検証すること。

提案手法

• L1544の観測と一致するPlummer型密度プロファイルを持つ球対称な5.4 M⊙核を対象とした、大規模な滑らかな粒子力学（SPH）シミュレーションを実施する。
• 乱流エネルギーと重力エネルギーの比を表すパラメータα_turb = U_turb / |Ω| を用いて、初期乱流エネルギーを変化させ、α_turbの値を0、0.01、0.025、0.05、0.10、0.25の各条件でテストする。
• 分子雲内の観測された乱流構造を再現するため、P(k) ∝ k⁻⁴ のスペクトルを持つ乱流速度場を生成する。
• 各α_turbに対して、複数の実現（ランダムシードの変更）を実施し、統計的安定性を確保するとともに、乱流初期条件の確率的性質を考慮する。
• 原始星の形成、質量増加、排出、および連星ペアリングを追跡し、質量関数および連星統計（分離距離、離心率、質量比）を導出する。
• シミュレーションで得られた連星分布（半長径、離心率、質量比）を、Duquennoy & Mayor (1991)およびWhite & Ghez (2001)の観測データと比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期乱流の程度（α_turb）が、崩壊する分子核内で形成される星の数および複数星系の頻度にどのように影響を与えるか？
• RQ2 場のG型矮星の観測された連星頻度、半長径分布、離心率、および質量比分布を最もよく再現するのはどのα_turbの値か？
• RQ3 なぜα_turb ≥ 0.10の高乱流条件下では、近接で質量比が高い連星のサブクラスが形成されるのか？これはタウラス星形成領域の観測と整合するか？
• RQ4 乱流が、特に低質量部分が平坦で高質量部分がガウス型の二重性を持つ星の初期質量関数の構造にどのように影響を与えるか？
• RQ5 タウラス星形成領域の主系列前星の観測された性質は、異なるα_turb値を用いたシミュレーションの混合によって再現可能か？

主な発見

• 複数星系を形成するには、少なくともα_turb ≈ 0.025の最小乱流レベルが必要であり、この条件下では約20％の確率で複数星系が形成される。
• Duquennoy & Mayor (1991)の場のG型矮星の観測された連星統計は、α_turb ≈ 0.05のシミュレーションで最もよく再現され、同伴頻度、半長径、離心率、質量比分布が一致する。
• α_turb ≥ 0.10の条件下では、小半長径と高い質量比（ほぼ同等質量の成分）を持つ、明確なサブクラスの近接連星が出現する。これはタウラス星形成領域の主系列前星の観測と整合する。
• 星の初期質量関数は二重性を持つ：低質量部分（0.5 M⊙未満）は排出された単一星から、高質量部分は質量吸収を経験した埋蔵型複数星系から形成される。
• シミュレーションで得られた対象の約20％が褐色矮星（M < 0.08 M⊙）であり、50％が低質量星（0.08 M⊙ < M < 0.5 M⊙）である。後者は主に複数星系で形成される。
• タウラス星形成領域の主系列前星の質量関数および連星統計は、Goodwin et al. (2004b)が示すように、α_turb = 0.05（20回の実行）、0.10（20回の実行）、0.25（10回の実行）のシミュレーションの混合によって最もよく再現される。