[논문 리뷰] Simulating star formation in molecular cloud cores IV. The role of turbulence and thermodynamics

R. E. Attwood, S. P. Goodwin외 2명|ArXiv.org|2008. 12. 18.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 60인용 수 39

한 줄 요약

이 연구는 고립된 5.4 M⊙ 분자운핵 중심에서 난류와 현실적인 열역학이 별 형성에 미치는 영향을 스무스드 파티클 유체역학(SPH) 시뮬레이션을 통해 조사한다. 표준 바otropic 상태방정식과 H₂ 진동/회전(excitation), 해리(dissociation), 이온화, 복사 냉각을 포함하는 물리적으로 구체적인 에너지 방정식을 비교함으로써, 현실적인 열역학이 원시별과 백색왜성 형성률을 높이고, 다중계의 궤도 주기를 단축시키며, 저질량 조각의 냉각 개선으로 인해 분열 효율성을 높임을 발견한다.

ABSTRACT

We perform SPH simulations of the collapse and fragmentation of low-mass cores having different initial levels of turbulence (alpha_turb=0.05,0.10,0.25). We use a new treatment of the energy equation which captures the transport of cooling radiation against opacity due to both dust and gas (including the effects of dust sublimation, molecules, and H^- ions). We also perform comparison simulations using a standard barotropic equation of state. We find that -- when compared with the barotropic equation of state -- our more realistic treatment of the energy equation results in more protostellar objects being formed, and a higher proportion of brown dwarfs; the multiplicity frequency is essentially unchanged, but the multiple systems tend to have shorter periods (by a factor ~3), higher eccentricities, and higher mass ratios. The reason for this is that small fragments are able to cool more effectively with the new treatment, as compared with the barotropic equation of state. We find that the process of fragmentation is often bimodal. The first protostar to form is usually, at the end, the most massive, i.e. the primary. However, frequently a disc-like structure subsequently forms round this primary, and then, once it has accumulated sufficient mass, quickly fragments to produce several secondaries. We believe that this delayed fragmentation of a disc-like structure is likely to be an important source of very low-mass hydrogen-burning stars and brown dwarfs.

연구 동기 및 목표

• 고립된 분자운핵 중심에서 초기 난류 수준과 열역학 처리 방식이 형성된 별의 분열, 질량 함수, 다중성에 미치는 영향을 규명하는 것.
• H₂ 진동/회전, 해리, 이온화, 복사 냉각을 포함하는 현실적인 열역학이 표준 바otropic 상태방정식보다 더 물리적으로 타당한 결과를 도출하는지 평가하는 것.
• 특히 원주위 디스크의 지연 분열을 통해 저질량 별과 백색왜성이 어떻게 형성되는지, 디스크 분열의 역할을 조사하는 것.
• 현재 시뮬레이션의 한계, 예를 들어 피드백 및 비이상적 MHD 효과의 부재를 식별하고, 별 형성 모델링 향상을 위한 방향을 제시하는 것.

제안 방법

• 초기 난류 수준(α_TURB = 0.05, 0.10, 0.25)을 갖는 5.4 M⊙ 고립된 분자운핵 중심에 대한 SPH 시뮬레이션을 수행한다.
• H₂의 회전/진동 진동, H₂ 해리, H 및 He의 이온화, 가변 투과도(먼지 sublimation 및 H⁻ 이온 포함)를 고려한 새로운 에너지 방정식 처리 방법을 구현한다.
• 표준 바otropic 상태방정식을 사용한 시뮬레이션과 결과를 비교하며, 저밀도에서 등온 행동을 가정한다.
• 원시별 형성과 질량 축적 추적을 위해 싱크 입자를 사용하며, 밀도와 재료 불안정성 기반 기준을 적용한다.
• 물리적 원인에 의해 중력 분열이 유도되도록 정밀한 初기 불안정성을 적용하고 수렴성을 확인한다.
• 별 형성 효율, 원시별 수, 질량 함수, 다중성 빈도, 궤도 주기, 이심률, 질량 비율 등의 통계적 결과를 분석한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 초기 난류 수준(α_TURB = 0.05, 0.10, 0.25)이 붕괴하는 핵에서 형성된 별의 수, 질량 분포, 다중성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 바로티드 상태방정식을 물리적으로 현실적인 에너지 방정식으로 대체할 경우 원시별 형성 효율과 결과 질량 함수에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 디스크 분열은 저질량 별과 백색왜성 형성에 어떤 역할을 하는가? 다중계의 궤도 특성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 왜 현실적인 열역학을 적용한 시뮬레이션에서 바르티드 모델보다 더 많은 원시별과 더 높은 비율의 백색왜성이 형성되는가?
• RQ5 현재 시뮬레이션의 물리적 및 수치적 한계는 관측된 별 형성 효율과 다중성을 정확히 재현하지 못하게 하는가?

주요 결과

• 실제 열역학을 포함한 경우, 바르티드 상태방정식을 사용한 시뮬레이션 대비 약 40% 더 많은 원시별이 형성된다.
• 실제 열역학을 적용할 경우 별 형성 효율(η)이 약 15% 감소하여 냉각 과정이 별로의 질량 전환을 조절함을 시사한다.
• 저질량 조각에서의 냉각 향상으로 인해 실제 열역학을 적용한 경우 더 높은 비율의 백색왜성이 형성된다.
• 실제 열역학을 적용한 시뮬레이션에서 다중계의 평균 궤도 주기는 바르티드 모델 대비 약 3배 단축된다.
• 실제 열역학을 적용한 시뮬레이션에서 다중계의 궤도 이심률과 질량 비율이 더 높아, 더 다이나믹하게 복잡한 근접 질량 이중성의 특성을 보인다.
• 분열은 일반적으로 두 단계로 진행된다: 먼저 낮은 각운동량 물질에서 주 원시별이 형성되고, 이후 빠르게 디스크 분열이 발생하여 특히 내부 디스크 영역에서 다수의 보조 원시별이 생성된다.