[論文レビュー] The Formation of Massive Molecular Filaments and Massive Stars Triggered by a MHD Shock Wave

Tsuyoshi Inoue, P. Hennebelle+4 more|arXiv (Cornell University)|Jul 7, 2017

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 15被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、分子雲衝突に起因する強力な磁気流体力学的（MHD）衝撃波が、質量の大きな分子フィラメントおよび質量の大きな星の形成を引き起こすと提唱する。適応メッシュ細分化とSink粒子を用いた高解像度等温MHDシミュレーションにより、衝撃波圧縮が磁界に垂直な方向にガスを集約し、高線密度フィラメントを形成することを示している。これにより、全範囲の収縮と1年あたり$10^{-4}\,M_\odot$を超える質量吸着率が実現され、約$3\times10^5$年以内に50 $M_\odot$を超えるSink質量が形成される。これはO型星形成の有効な経路を示している。

ABSTRACT

Recent observations suggest that intensive molecular cloud collision can trigger massive star/cluster formation. The most important physical process caused by the collision is a shock compression. In this paper, the influence of a shock wave on the evolution of a molecular cloud is studied numerically by using isothermal magnetohydrodynamics (MHD) simulations with the effect of self-gravity. Adaptive-mesh-refinement and sink particle techniques are used to follow long-time evolution of the shocked cloud. We find that the shock compression of turbulent inhomogeneous molecular cloud creates massive filaments, which lie perpendicularly to the background magnetic field as we have pointed out in a previous paper. The massive filament shows global collapse along the filament, which feeds a sink particle located at the collapse center. We observe high accretion rate dot{M}_acc > 10^{-4} M_sun/yr that is high enough to allow the formation of even O-type stars. The most massive sink particle achieves M>50 M_sun in a few times 10^5 yr after the onset of the filament collapse.

研究の動機と目的

• 分子雲衝突に起因する強力なMHD衝撃波が、質量の大きな分子フィラメントおよび質量の大きな星の形成をどのように駆動するかを調査すること。
• 磁化渦動分子雲における衝撃圧縮が、質量の大きな星形成に適した条件を生み出せるかどうかを特定すること。
• 磁界の役割が衝撃圧縮ダイナミクスをどのように変化させ、高質量吸着率を可能にするかを評価すること。
• 数値的解像度および初期条件の変化に対して、質量の大きなフィラメントおよび星形成がどれほど頑健であるかを評価すること。
• S116やNGC6334のような領域における観測的特徴（フィラメント構造）と照らし、衝突誘発的トリガーの可能性を比較すること。

提案手法

• 自己重力を持つ等温磁気流体力学（MHD）を用いた数値的シミュレーションにより、渦動的で磁化された分子雲における衝撃圧縮をモデル化する。
• 小スケール構造および高密度領域を動的に解像するため、適応メッシュ細分化（AMR）が用いられる。
• 重力的収縮と吸着をモデル化するため、Sink粒子技法が導入され、形成閾値は$\sim3\times10^{-17}\,\text{g cm}^{-3}$に設定される。
• 衝撃を受けた雲の長期的進化に注目し、フィラメント形成、線密度の変化、吸着履歴を追跡する。
• アルヴェン・マッハ数および磁界強度が主要パラメータであり、$M_{\rm A} > M_{\rm s}$の条件下で圧縮比$r \simeq \sqrt{2}\,M_{\rm A}$が成り立つ。
• 数値的収束性を評価するため、AMRレベルおよびSink形成閾値を変更した感度試験が実施される。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 雲衝突に起因する強力なMHD衝撃波が、質量の大きな星を形成可能な十分な線密度を持つ質量の大きな分子フィラメントを生成できるか？
• RQ2 磁界が衝撃圧縮をどのように変化させ、フィラメント内での高吸着率を可能にするか？
• RQ3 質量の大きな星形成領域で観測される高い吸着率（$>10^{-4}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$）は、衝撃誘発フィラメント収縮によって再現可能か？
• RQ4 MHD衝撃波および自己重力の存在下で、最も質量の大きなSink粒子の質量と吸着率は時間経過とともにどのように変化するか？
• RQ5 異なる数値的解像度およびSink形成閾値の下で、衝撃誘発フィラメント収縮による質量の大きな星形成は頑健か？

主な発見

• 渦動的で磁化された分子雲の衝撃圧縮により、磁界に垂直に整列した質量の大きなフィラメントが形成され、線密度は最大で$100\,M_\odot\,\text{pc}^{-1}$に達する。
• これらのフィラメントは全範囲の縦方向収縮を経験し、中心のSink粒子に$10^{-4}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$を超える吸着率で質量供給が行われ、O型星形成に十分な条件を満たす。
• 最も質量の大きなSink粒子は、フィラメント収縮開始後約$3\times10^5$年以内に50 $M_\odot$を超える質量に達する。
• この形成メカニズムは、曲がったMHD衝撃波に起因する集束流に起因し、Inoue & Fukui (2013)が提唱した理論的枠組みと整合的である。
• シミュレーションでは、解像度の変更に対しても質量の大きな星形成プロセスが頑健であることが示され、異なるAMRレベルでもSink質量および吸着率が安定している。
• S116やNGC6334のような領域における質量の大きなフィラメントの観測的特徴と整合的であり、衝撃誘発的フィラメント強化が推定される。