[논문 리뷰] Global Dynamical Evolution of the ISM in Star Forming Galaxies - I. High Resolution 3D HD and MHD Simulations: Effect of the Magnetic Field

Miguel A. de Avillez, D. Breitschwerdt|ArXiv.org|2005. 02. 16.

Astrophysics and Star Formation Studies인용 수 187

한 줄 요약

이 연구는 항성 형성은 은하에서 자기장이 은하 디스크와 할로 사이의 가스 역학 및 질량 이동을 어떻게 조절하는지 조사하기 위해 고해상도 3차원 유체역학(MHD) 및 자기유체역학(MHD) 시뮬레이션을 사용한다. 자기장은 수직 가스 분출을 지연시키지만 방지하지는 않으며, 은하간 매질의 구조와 압력 균형에 상당한 영향을 미친다. 냉각된 가스에서는 자기압력이 지배적이며, 따뜻한 가스 단계에서는 운동압력이 지배적이며, 이로 인해 HD 및 MHD 시뮬레이션에서 뜨거운 단계의 충점율이 유사하게 유지된다(약 17–21%).

ABSTRACT

In star forming disk galaxies, matter circulation between stars and the interstellar gas, and, in particular the energy input by random and clustered supernova explosions, determine the dynamical and chemical evolution of the ISM, and hence of the galaxy as a whole. Using a 3D MHD code with adaptive mesh refinement developed for this purpose, we have investigated the rôle of magnetized matter circulation between the gaseous disk and the surrounding galactic halo. Special emphasis has been put on the effect of the magnetic field with respect to the volume and mass fractions of the different ISM ``phases'', the relative importance of ram, thermal and magnetic pressures, and whether the field can prevent matter transport from the disk into the halo. The simulations were performed on a grid with an area of 1 kpc$^{2}$, centered on the solar circle, extending $\pm 10$ kpc perpendicular to the galactic disk with a resolution as high as 1.25 pc. The simulations were run for a time scale of 400 Myr, sufficiently long to avoid memory effects of the initial setup, and to allow for a global dynamical equilibrium to be reached in case of a constant energy input rate. (...) We find that in general gas transport into the halo in 3D is not prevented by an initial disk parallel magnetic field, but only delayed initially, for as long as it is needed to punch holes into the thick magnetized gas disk. The mean volume filling factor of the hot phase in the disk is similar in HD and MHD (the latter with a total field strength of 4.4 $μ$G) runs, amounting to $\sim 17-21%$ for the Galactic supernova rate.

연구 동기 및 목표

• 자기장의 영향을 받는 항성 형성 은하에서 은하간 매질(ISM)의 전반적 역학적 진화를 이해하기 위해.
• 디스크 평행 자기장이 디스크에서 할로로의 질량 이동을 방지할 수 있는지 여부를 규명하기 위해.
• 다양한 ISM 단계의 체적 및 질량 비율을 정량화하고, 열압력, 운동압력, 자기압력이 ISM 구조 형성에 미치는 상대적 기여를 평가하기 위해.
• 고해상도에서 HD 및 MHD 시뮬레이션을 비교하여 자기장이 ISM 역학 및 단계 분포에 미치는 영향을 분리 분석하기 위해.

제안 방법

• 자기장은 디스크 평행으로 초기화되었으며, 밀도에 비례하여 ρ¹/²로 스케일링되었으며, MHD 시뮬레이션에서 총 강도는 4.4 μG였다.
• 시뮬레이션은 태양 고리 중심의 1 kpc² 격자에서 수행되었으며, 수직 방향으로 ±10 kpc 범위를 포함하고, 공간 해상도는 1.25 pc였다.
• 소규모 구조와 다중 척도의 동적 범위를 해결하기 위해 적응형 격자 세분화(AMR) 기법을 사용하였다.
• 시뮬레이션은 은하 수준의 초신성 유도 난류 및 에너지 입력을 포함하였으며, 역학적 평형에 도달하기 위해 총 400 Myr 동안 실행되었다.
• 가스 단계의 진화는 온도 범위에 따라 추적되었으며, 체적 충점율과 압력 기여도를 계산하였다.
• 자기장의 영향을 분리하기 위해 HD 및 MHD 시뮬레이션 결과를 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 디스크 평행 자기장은 은하 디스크에서 할로로의 가스 수직 이동을 방지할 수 있는가, 아니면 단지 지연시킬 뿐인가?
• RQ2 다양한 ISM 단계의 역학을 조절하는 데 운동압력, 열압력, 자기압력 간의 비교는 어떻게 이루어지는가?
• RQ3 자기장은 조밀하고 충격 압축된 가스 구조의 형태와 정렬에 어떤 역할을 하는가?
• RQ4 자기장의 존재와 디스크-할로 기간 주기의 영향을 고려할 때, 뜨거운, 따뜻한, 냉각된 ISM 단계의 체적 충점율은 어떻게 달라지는가?
• RQ5 자기장은 ISM 내 필라멘터형 고밀도 구조의 형성과 안정성에 어느 정도 기여하는가?

주요 결과

• T ≤ 10³ K의 가스는 초신성에 의해 유도된 수렴류에 의해 형성된 충격 압축된 필라멘터형 층에 집중되어 있으며, 수명은 10–15 Myr이며, 국소 자기장 선과 일치한다.
• T ≤ 200 K의 가스에서 자기압력이 운동압력 및 열압력보다 지배적이며, 자기장이 지배하는 영역이 존재함을 확인한다.
• 200 < T ≤ 10⁵.⁵ K에서는 운동압력이 유동 역학을 지배하고, T > 10⁵.⁵ K의 뜨거운 단계에서는 열압력이 지배적이며, 자기장 선은 조밀한 벽 쪽으로 몰린다.
• HD 및 MHD 시뮬레이션 모두에서 뜨거운 단계의 체적 충점율은 약 ~17–21%로 유사하여, 자기장이 디스크 내 뜨거운 단계를 상당히 억제하지는 않음을 시사한다.
• 디스크 질량의 최대 49%가 열적으로 불안정한 영역(200 < T ≤ 10³.⁹ K)에 존재하며, 따뜻한 중성 매질의 약 65%가 500–5000 K 범위에 있다.
• 4.4 μG의 디스크 평행 자기장이 존재하더라도 할로로의 가스 이동은 방지되지 않고 단지 지연되며, HD 및 MHD 시뮬레이션에서 유사한 뜨거운 단계 충점율을 보인다.