[논문 리뷰] Molecular Cloud Evolution

Enrique Vázquez-Semadeni|arXiv (Cornell University)|2010. 09. 20.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 33인용 수 12

한 줄 요약

이 논문은 분자운우(МС)의 진화를 동적이고 중력에 의해 이끄는 모델로 제안하며, 운우는 따뜻한 중성 매질에서의 눈금 운동으로 형성되고, 냉각 중성 매질로 전이되며, 비르발 평형 대신 계층적인 중력 수축을 겪는다. 주요 결과는 MC가 약 ~1.5×10²¹ cm⁻²의 임계 열량 밀도에서 분자 상태가 되고, 자기적으로 초과된 상태이며 중력적으로 지배적인 상태가 되어 전역 수축과 저질량 항 星의 조기 형성을 유도하는 것이다. 반면 대량 항 星 형성은 큰 스케일의 불안정성의 느린 붕괴로 인해 나중에 발생한다.

ABSTRACT

I describe the scenario of molecular cloud (MC) evolution that has emerged over the past decade or so. MCs can start out as cold atomic clouds formed by compressive motions in the warm neutral medium (WNM) of galaxies. Such motions can be driven by large-scale instabilities, or by local turbulence. The compressions induce a phase transition to the cold neutral medium (CNM) to form growing cold atomic clouds, which in their early stages may constitute thin CNM sheets. Several dynamical instabilities soon destabilize a cloud, rendering it turbulent. For solar neighborhood conditions, a cloud is coincidentally expected to become molecular, magnetically supercritical, and gravitationally dominated at roughly the same column density, $N \sim 1.5 imes 10^21 \psc \approx 10 \Msun$ pc$^{-2}$. At this point, the cloud begins to contract gravitationally. However, before its global collapse is completed ($\sim 10^7$ yr later), the nonlinear density fluctuations within the cloud, which have shorter local free-fall times, collapse first and begin forming stars, a few Myr after the global contraction started. Large-scale fluctuations of lower mean densities collapse later, so the formation of massive star-forming regions is expected to occur late in the evolution of a large cloud complex, while scattered low-mass regions are expected to form earlier. Eventually, the local star formation episodes are terminated by stellar feedback, which disperses the local dense gas, although more work is necessary to clarify the details and characteristic scales of this process.

연구 동기 및 목표

• 시간이 지남에 따라 운우 질량과 항 星 형성이 증가하는 관측 결과를 물리적으로 일관된 형성 메커니즘과 조화시키기 위해.
• 기존의 분자운우에서의 비르발 평형 가정을 도전하고, 대신 중력 수축 프레임워크를 제안하기 위해.
• 운우 내에서 항 星 형성의 시기와 계층적 구조를 설명하기 위해, 특히 거대한 군집의 형성이 지연되는 이유를 밝히기 위해.
• 항 星 형성의 지역적 에피소드를 종료하고 조밀한 기체를 분산시키는 데서 항 星 피드백의 역할을 명확히 하기 위해.
• 태양계 근처 조건에서 모델의 타당성을 평가하고, 다른 은하 환경에의 적응 가능성을 검토하기 위해.

제안 방법

• 대규모 불안정성 또는 난류에 의해 이끄는 따뜻한 중성 매질(WNM)에서의 눈금 운동을 통해 운우 형성 모델링.
• 수축 과정에서 에너지 보존 조건 |E_g| = E_k 를 비르발 평형(|E_g| = 2E_k)의 대안으로 적용.
• 속도 분산, 크기, 열량 밀도를 연결하는 스케일링 관계 σ_v ∝ (ΣL)¹ᐟ² 를 사용하여 계층적인 중력 카오스와 일치시키기.
• 헤이어 등(2009)과 지브슨 등(2009)의 관측 데이터를 분석하여 에너지 보존 모델이 비르발 평형보다 더 잘 맞는지 테스트.
• 난류와 냉각을 포함한 ISM 역학의 수치 시뮬레이션을 통해 운우 형성과 가속 유입 흐름을 시뮬레이션.
• 초기 형성된 항 星의 피드백이 지역 항 星 형성 에피소드를 종료하고 조밀한 기체를 분산시키는 데서의 역할 평가.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 운우가 비르발 평형 상태가 아니라는 점을 감안할 때, 어떻게 동적으로 형성되고 진화하는가?
• RQ2 냉각 원자 운우에서 분자 운우로의 전이가 어떤 물리적 조건에서 발생하며, 그 열량 밀도는 어느 정도인가?
• RQ3 왜 거대한 운우 복합체에서 대량 항 星 형성이 저질량 항 星 형성보다 지연되는가?
• RQ4 계층적인 중력 수축은 관측된 속도 분산이 크기와 열량 밀도와 어떻게 스케일링되는지를 어떻게 설명하는가?
• RQ5 항 星 피드백은 지역 항 星 형성 에피소드를 종료하고 조밀한 기체를 분산시키는 데서 어떤 역할을 하는가?

주요 결과

• 분자운우는 따뜻한 중성 매질에서의 눈금 운동으로 형성되며, 약 ~1.5×10²¹ cm⁻²의 임계 열량 밀도에서 냉각 중성 매질로 전이된다.
• 이 열량 밀도에서 운우는 자기적으로 초과된 상태이며 중력적으로 지배적인 상태가 되어 전역 중력 수축을 시작한다.
• 자신의 자유 낙하 시간이 짧은 국소 밀도 불안정성이 먼저 붕괴하여, 전역 수축 시작 후 약 3 Myr 이내에 저질량 항 星가 형성된다.
• 큰 스케일의 낮은 밀도 불안정성은 나중에 붕괴하여 거대 항 星 형성 영역의 지연된 형성을 설명한다.
• 관측된 속도 분산 스케일링 σ_v ∝ (ΣL)¹ᐟ² 는 비르발 평형(|E_g| = 2E_k)보다 에너지 보존(|E_g| = E_k)에 의해 더 잘 설명된다.
• 항 星 피드백은 조밀한 기체를 분산시켜 지역 항 星 형성 에피소드를 종료할 것으로 예상되나, 정확한 척도와 메커니즘은 향후 연구가 필요하다.