[논문 리뷰] Simulating star formation in molecular cloud cores I. The influence of low levels of turbulence on fragmentation and multiplicity

S. P. Goodwin, A. P. Whitworth외 1명|ArXiv.org|2003. 09. 30.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 51인용 수 109

한 줄 요약

이 연구는 고해상도 유체역학 시뮬레이션을 사용하여, 관측된 고요한 핵심에서 흔히 볼 수 있는 낮은 난류 수준(α_turb = 0.05)이 조밀한 분자구름 핵심 내에서도 혼란스러운 분열을 유도할 수 있음을 보여주며, 이로 인해 80%의 경우에 다중성별 시스템이 형성된다. 시뮬레이션은 궤도 간격, 질량 비율, 이심률이 관측된 이중성 및 다중성계와 일치하는 시스템을 생성하며, 천체 간의 천체역학적 상호작용은 주로 저질량 항 星 및 브라운 왜성들을 탈출시키는 경향이 있다.

ABSTRACT

We present the results of an ensemble of simulations of the collapse and fragmentation of dense star-forming cores. We show that even with very low levels of turbulence the outcome is usually a binary, or higher-order multiple, system. We take as the initial conditions for these simulations a typical low-mass core, based on the average properties of a large sample of observed cores. All the simulated cores start with a mass of $M = 5.4 M_{\odot}$, a flattened central density profile, a ratio of thermal to gravitational energy $α_{ m therm} = 0.45$ and a ratio of turbulent to gravitational energy $α_{ m turb} = 0.05 $. Even this low level of turbulence is sufficient to produce multiple star formation in 80% of the cores; the mean number of stars and brown dwarfs formed from a single core is 4.55, and the maximum is 10. At the outset, the cores have no large-scale rotation. The only difference between each individual simulation is the detailed structure of the turbulent velocity field. The multiple systems formed in the simulations have properties consistent with observed multiple systems. Dynamical evolution tends preferentially to eject lower mass stars and brown dwarves whilst hardening the remaining binaries so that the median semi-major axis of binaries formed is $\sim 30$ au. Ejected objects are usually single low-mass stars and brown dwarfs, yielding a strong correlation between mass and multiplicity. Our simulations suggest a natural mechanism for forming binary stars that does not require large-scale rotation, capture, or large amounts of turbulence.

연구 동기 및 목표

• 고요한 예비성별핵심에서 관측된 낮은 난류 수준이 다중성별 시스템 형성에 기여할 수 있는지 조사하기.
• 조밀한 핵심에서 측정된 낮은 난류 수준과 관측된 높은 다중성율 사이의 모순을 해소하기.
• 대규모 회전이나 고에너지 과정 없이 난류만으로도 이중성 및 다중성계의 형성이 설명 가능한지 판단하기.
• 형성된 항성 및 다중성계의 통계적 특성, 특히 궤도 파rameter와 질량 분리 정도를 분석하기.

제안 방법

• 시뮬레이션은 관측된 핵심 특성에 기반하여 평탄한 중심 밀도 프로파일(핵심)과 r⁻⁴ 외곽을 가진 5.4 M☉ 분자구름 핵심의 붕괴를 모의한다.
• 초기 조건으로는 α_therm = 0.45(열에너지)와 α_turb = 0.05(난류 에너지)를 포함하며, 대규모 회전은 포함하지 않는다.
• 난류 속도장은 확률적으로 생성되며, 각 시뮬레이션 간 유일한 차이점은 초기 난류 속도 구조 뿐이다.
• 스무딩 입자 유체역학(SPH) 코드는 유체역학, 중력 및 가속을 추적하며, 분열과 천체역학적 상호작용을 해상도 있게 해결한다.
• 20개의 시뮬레이션에 대한 통계 분석을 통해 다중성율, 궤도 파rameter, 질량 비율, 탈출률을 정량화한다.
• 결과는 예를 들어 Duquennoy & Mayor (1991)의 이중성 분리, 이심률, 질량 비율의 관측 분포와 비교된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 분자구름 핵심 내 낮은 난류 수준(α_turb = 0.05)이 다중성별 시스템 형성으로 이어질 수 있는가?
• RQ2 난류 속도장의 혼란스러운 성격이 핵심당 형성되는 항성의 수와 특성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 모의된 다중성계가 관측된 궤도 간격, 이심률, 질량 비율을 잘 재현하는가?
• RQ4 천체역학적 상호작용은 저질량 물체 탈출과 이중성계 경화에 어떤 역할을 하는가?
• RQ5 모의된 시스템에서 질량과 다중성 간 상관관계가 존재하는가? 관측 결과와 일치하는가?

주요 결과

• 80%의 시뮬레이션에서 낮은 난류(α_turb = 0.05)로 인해 다중성계로 분열되며, 핵심당 평균 4.55개의 항성 또는 브라운 왜성이 형성된다.
• 형성된 개체 수는 초기 난류 속도장의 구조에 따라 핵심당 1~10개 사이로 혼란스럽게 변동한다.
• 형성된 이중성계의 중간값 반장축은 약 30 au이며, 관측된 G형 주계열성의 분포와 일치한다.
• 근접 이중성계(a < 20 au)는 직접 분열이 아닌, 넓은 이중성계의 천체역학적 경화로 주로 형성된다.
• 질량 비율은 시간에 따라 변화한다: 0.3 Myr 시점에 근접 이중성계는 넓은 이중성계보다 높은 질량 비율(q > 0.4)을 가지며, 이는 관측 결과와 일치한다.
• 저질량 물체(<0.5 M☉)는 천체역학적 상호작용로 인해 선호적으로 탈출하며, 이로 인해 고속도 분산과 낮은 이중성율을 가진 저질량 항성 집단이 형성된다.