[論文レビュー] Three-fluid plasmas in star formation I. Magneto-hydrodynamic equations

C. Pinto, Daniele Galli+1 more|ArXiv.org|Apr 17, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 56被引用数 38

ひとこと要約

本稿は、イオン、電子/ダスト粒子、中性粒子で構成される三相プラズマの一般化された磁気流体力学（MHD）方程式を導出する。電荷を支配するキャリアが電子ではなくダスト粒子である場合や、荷電粒子と中性粒子の間の衝突を考慮する。雲の収縮中にイオン-中性子衝突が顕著になるため、オーム抵抗度が著しく増加することが示され、またダスト粒子が負の電荷を帯びる場合にはホール抵抗度が従来の推定値を上回ることが明らかになった。さらに、弱いイオン化状態のジェットではアンビポーラ拡散が動的時​​間スケールで進行し、定常状態モデルに挑戦する。

ABSTRACT

Interstellar magnetic fields influence all stages of the process of star formation, from the collapse of molecular cloud cores to the formation of protostellar jets. This requires us to have a full understanding of the physical properties of magnetized plasmas of different degrees of ionization for a wide range of densities and temperatures. We derive general equations governing the magneto-hydrodynamic evolution of a three-fluid medium of arbitrary ionization, also including the possibility of charged dust grains as the main charge carriers. In a companion paper (Pinto & Galli 2007), we complement this analysis computing accurate expressions of the collisional coupling coefficients. Over spatial and temporal scales larger than the so-called large-scale plasma limit and the collision-dominated plasma limit, and for non-relativistic fluid speeds, we obtain an advection-diffusion for the magnetic field. We derive the general expressions for the resistivities, the diffusion time scales and the heating rates in a three-fluid medium and we use them to estimate the evolution of the magnetic field in molecular clouds and protostellar jets. Collisions between charged particles significantly increase the value of the Ohmic resistivity during the process of cloud collapse, affecting in particular the decoupling of matter and magnetic field and enhancing the rate of energy dissipation. The Hall resistivity can take larger values than previously found when the negative charge is mostly carried by dust grains. In weakly-or mildy-ionized protostellar jets, ambipolar diffusion is found to occur on a time scale comparable to the dynamical time scale, limiting the validity of steady-state and nondissipative models to study the jet's structure.

研究の動機と目的

• 星形成における部分的イオン化プラズマに適用可能な、イオン化度や粒子質量の変動に耐える一般化されたMHD方程式の厳密で包括的な定式化を構築すること。
• 荷電粒子間の衝突を無視し、電子を主たる負電荷キャリアと仮定する標準MHD近似の限界を是正すること。
• 特にダスト粒子が電荷輸送を支配する条件下において、分子雲コアおよび原始星ジェットにおける磁場進化を自己自己一貫したフレームワークでモデル化すること。
• 星形成に不可欠な低イオン化環境における抵抗度、拡散時間スケール、エネルギー散逸の正確なモデル化を可能にすること。

提案手法

• 軸対称系における磁束の広がり拡散方程式を導出し、抵抗性、ホール、アンビポーラ拡散項を含む。
• 任意のイオン化度および粒子質量を持つ三相系における抵抗度係数（オーム、ホール、アンビポーラ拡散）の一般式を定式化する。
• 荷電種と中性粒子間の衝突結合係数を用いて運動量移動率と抵抗度を計算し、弾性および非弾性衝突の両方を考慮する。
• 解析的モデルを用いて、分子雲コアおよび原始星ジェットにおける磁場進化時間スケールと加熱率を推定する。
• 大規模プラズマ近似および衝突支配プラズマ近似の妥当性を検証し、Biermann項およびダイアマグネティック項の役割を議論する。
• 結果を多相流アプローチと比較し、標準的な多相流スキームが荷電粒子間の衝突を自己一貫して含まないため、抵抗度および電導度の推定に誤差を生じることを示す。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 部分的イオン化プラズマにおいて、電子ではなくダスト粒子が負電荷を担う場合、抵抗度係数（オーム、ホール、アンビポーラ拡散）はどのように変化するか？
• RQ2 イオン-中性子衝突が、分子雲コアの収縮過程における磁場進化に及ぼす影響は何か？
• RQ3 原始星ジェットにおける磁場拡散時間スケールは、動的時間スケールと比較してどの程度のものか。これは定常状態モデルにどのような含意をもたらすか？
• RQ4 星形成に一般的に見られる低イオン化環境において、標準MHD近似がどの程度破綻するか？
• RQ5 導出された抵抗度式は多相流アプローチのものと比較してどう異なるか。多相流法が不十分となる領域はどこか？

主な発見

• 雲の収縮に伴いイオン-中性子衝突が強化されるため、オーム抵抗度が著しく増加し、磁場拡散とエネルギー散逸が強化される。
• ダスト粒子が負電荷を担うと、特に低密度・低温の雲コアにおいて、ホール抵抗度が従来の推定値を大幅に上回る可能性がある。
• 弱イオン化またはややイオン化された原始星ジェットでは、アンビポーラ拡散時間スケールが動的時間スケールと同等になるため、ジェット構造の定常状態および非散逸的モデルは成立しない。
• 標準的な多相流アプローチでは荷電粒子間の衝突を自己一貫して含まないため、抵抗度および電導度の推定に誤差が生じる。
• ダスト粒子の数密度が高い分子雲コアでは、自由電子密度がゼロに低下し、ダスト粒子がすべての負電荷を担うため、プラズマ輸送特性が根本的に変化する。
• 導出された抵抗度式は、放射駆動風や低イオン化プラズマにおける衝撃波など、広範な天体物理学的環境に適用可能である。