[논문 리뷰] Magnetic processes in a collapsing dense core. I Accretion and Ejection

P. Hennebelle, S. Fromang|ArXiv.org|2007. 09. 18.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 50인용 수 158

한 줄 요약

이 연구는 RAMSES 코드를 사용한 3차원 AMR MHD 시뮬레이션을 통해 자기장이 밀도가 높은 예성운핵의 붕괴에 미치는 영향을 조사한다. 주요 초점은 자기 브레이킹, 디스크 형성, 그리고 분출의 발생이다. 질량-자기장 비율 μ < 5인 경우 강한 자기장이 관성력에 의해 지지되는 디스크 형성을 억제하고, 자기-관성력 기반 분출을 유도하지만, 더 약한 자기장(μ = 20)은 디스크 형성과 느린 자기탑 확장을 허용한다.

ABSTRACT

Abridged. It is important for the star formation process to understand the collapse of a prestellar dense core. We investigate the effect of the magnetic field during the first collapse up to the formation of the firstcore, focusing particularly on the magnetic braking and the launching of outflows. We perform 3D AMR high resolution numerical simulations of a magnetically supercritical collapsing dense core using the RAMSES MHD code and develop semi-analytical models that we compare with the numerical results. We study in detail the various profiles within the envelope of the collapsing core for various magnetic field strengths. Even modest values of magnetic field strength modify the collapse significantly. This is largely due to the amplification of the radial and toroidal components of the magnetic field by the differential motions within the collapsing core. For a weak magnetic intensity corresponding to an initial mass-to-flux over critical mass-to-flux ratio, $μ$ equals to 20, a centrifugally supported disk forms. The strong differential rotation triggers the growth of a slowly expanding magnetic tower. For a higher magnetic field strengths corresponding to $μ=2$, the collapse occurs primarily along the field lines, therefore delivering weaker angular momentum in the inner part whereas at the same time, strong magnetic braking occurs. As a consequence no centrifugally supported disk forms. An outflow is launched from the central thermally supported core. Detailed comparisons with existing analytical predictions indicate that it is magneto-centrifugally driven. For cores having a mass-to-flux over critical mass-to-flux radio $μ&lt; 5$, the magnetic field appears to have a significant impact.....

연구 동기 및 목표

• 자기장이 첫 번째 유체정지핵 단계 동안 자기장 초과 밀도 핵의 붕괴에 미치는 역할을 이해하기 위해.
• 자기 브레이킹과 자기압력이 자기장이 있는 핵에서 디스크 형성과 분출 발생에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 수치적 시뮬레이션을 반분석 모델과 비교하여 자기-관성력 가속도와 같은 물리적 메커니즘을 검증하기 위해.
• 특히 IRAM04191와 같은 초기형 은하계 0형 천체에서의 관측 제약 조건을 MHD 붕괴 모델의 맥락에서 해석하기 위해.
• 다음 논문(Paper II)에서 핵의 분열에 대한 자기장 효과를 연구하기 위한 기초를 마련하기 위해.

제안 방법

• 이deal MHD와 자중력을 포함한 RAMSES MHD 코드를 사용한 3차원 적응 메쉬 보정(AMR) 시뮬레이션 수행.
• ∇·B = 0를 유지하기 위해 제약 전송 방법을 적용하여 자기장 진화의 수치적 안정성을 확보.
• 질량-자기장 비율 μ가 1000에서 2 사이인 균일하고 회전하는 자기장이 있는 구를 희박한 매질에 삽입한 초기 조건 사용.
• 유체역학 및 MHD 유량 계산에 대해 Roe Riemann 해법을 적용하고, 최소 10개의 격자 세포가 줄레인 길이당 유지되도록 메쉬를 정밀화.
• 환경의 구조와 분출 특성을 예측하기 위한 반분석 모델 개발 및 시뮬레이션 결과와 비교.
• 반경 방향 및 토크 방향 자기장 성분의 진화, 각운동량 이동, 분출 운동학 분석.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 초기 자기장 강도(μ로 측정)가 핵 붕괴 중 관성력에 의해 지지되는 디스크 형성에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 자기 브레이킹이 내부 핵의 각운동량을 어떻게 제거하는가? 이는 μ에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ3 붕괴하는 환경에서의 비균일 운동이 반경 방향 및 토크 방향 자기장 성분을 어떻게 증폭시키는가?
• RQ4 시뮬레이션에서 관측된 분출을 이끄는 물리적 메커니즘은 무엇이며, Blandford & Payne(1982)와 같은 분석 모델과 비교해보면 어떠한가?
• RQ5 시뮬레이션된 구조(밀도 프로파일, 회전 곡선, 분출)가 IRAM04191와 같은 초기형 은하계 0형 원형성운의 관측 결과와 얼마나 일치하는가?

주요 결과

• μ = 20인 경우 자기 브레이킹이 약해져, 중간 정도의 자기장 강도에도 관성력에 의해 지지되는 디스크 형성이 가능하다.
• 붕괴하는 핵에서의 비균일 회전이 반경 방향 및 토크 방향 자기장 성분을 증폭시켜 느리게 팽창하는 자기탑의 형성을 이끈다.
• μ = 2인 경우 붕괴가 주로 자기장 선을 沿해 진행되어 내부 영역으로의 각운동량 공급이 감소하고, 디스크 형성이 억제된다.
• 저μ 모델에서 강력한 자기 브레이킹이 각운동량을 효율적으로 제거하여 디스크 형성을 방지하고 직접적인 분출 유도를 유도한다.
• μ = 2 시뮬레이션에서의 분출은 자기-관성력 가속에 의해 유도되며, Blandford & Payne(1982)와 같은 분석 모델의 예측과 일치한다.
• 시뮬레이션된 분출 속도(최대 약 3 km/s)는 IRAM04191에서 관측된 값(5–10 km/s)보다 낮으며, 이는 첫 번째 Larson 핵을 더 포괄적으로 처리해야 관측 속도를 재현할 수 있음을 시사한다.