[논문 리뷰] Stellar mass spectrum within massive collapsing clumps I. Influence of the initial conditions

Yueh Ning Lee, P. Hennebelle|arXiv (Cornell University)|2017. 11. 01.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 68인용 수 16

한 줄 요약

이 연구는 적응 메쉬 보정(AMR) 유체역학 시뮬레이션을 통해 거대 붕괴 클러스터에서 초기 밀도와 난류 수준이 별질량함수 형성에 미치는 영향을 조사한다. 두 가지 분열 영역이 발견되며, 열에 의해 지배되는 영역(dN/dlogM ∝ M⁰)과 난류에 의해 지배되는 영역(dN/dlogM ∝ M⁻³ᐟ⁴)으로 나뉘며, 약 0.2 M⊙에서 피크를 이룬다. 이는 고질량 영역에서 살페터 지수(-1.35)를 달성하는 데 난류 유도 분열이 핵심임을 시사한다.

ABSTRACT

We conduct numerical experiments in which we systematically vary the initial density over four orders of magnitude and the turbulent velocity over a factor ten. In a companion paper, we investigate the dependence of this distribution on the gas thermodynamics. We performed a series of hydrodynamical numerical simulations using adaptive mesh refinement, with special attention to numerical convergence. We also adapted an existing analytical model to the case of collapsing clouds by employing a density probability distribution function (PDF) $\propto ρ^{-1.5}$ instead of a lognormal distribution. Simulations and analytical model both show two support regimes, dominated by either thermal energy or turbulence. For the first regime, we infer that $dN/d \log M \propto M^0$, while for the second, we obtain $dN/d \log M \propto M^{-3/4}$. This is valid up to about ten times the mass of the first Larson core, as explained in the companion paper, leading to a peak of the mass spectrum at $\sim 0.2 M_\odot$. From this point, the mass spectrum decreases with decreasing mass. Although the mass spectra we obtain for the most compact clouds qualitatively resemble the observed initial mass function, the distribution exponent is shallower than the expected Salpeter exponent of -1.35. Nonetheless, we observe a possible transition toward a slightly steeper value that is broadly compatible with the Salpeter exponent for masses above a few solar masses. This change in behavior is associated with the change in density PDF, which switches from a power-law to a lognormal distribution. Our results suggest that while gravitationally induced fragmentation could play an important role for low masses, it is likely the turbulently induced fragmentation that leads to the Salpeter exponent.

연구 동기 및 목표

• 초기 밀도와 난류가 거대 별 형성 클러스터에서 별의 초기 질량함수(IMF)에 미치는 영향을 이해한다.
• 중력적 또는 난류에 의해 유도되는 분열이 IMF 형성에 있어 어느 쪽이 지배적인지를 조사한다.
• 밀도 변동 및 해상도 변화와 같은 초기 조건의 변동에 대해 IMF의 강인성을 평가한다.
• 열에 의해 지배되는 영역과 난류에 의해 지배되는 영역 간의 전이 조건과 각각의 IMF 기울기를 규명한다.
• 초기 조건의 안정화가 질량 스펙트럼 형성과 수렴성에 미치는 영향을 탐색한다.

제안 방법

• 다양한 척도의 역학을 해상하기 위해 적응 메쉬 보정(AMR)을 사용한 3차원 유체역학적 시뮬레이션을 수행한다.
• 매개변수 공간을 탐색하기 위해 초기 밀도를 4개 온도 만큼, 난류 속도를 10배로 변화시킨다.
• 붕괴하는 구름를 분석적으로 모델링하기 위해 로그노멀 분포가 아닌 밀도 확률분포함수(PDF) ∝ ρ⁻¹.⁵를 적용한다.
• 자기중력 없이 난류 교환 시간의 일부를 거쳐 초기 조건을 안정화시켜 밀도-속도 상관관계가 일관되게 유지되도록 한다.
• 수치적 수렴 테스트와 최대 14단계까지의 정밀도 수준 변화를 통해 다양한 해상도에서 결과의 타당성을 검증한다.
• 다양한 물리적 영역에서 이론적 IMF 기울기를 유도하기 위해 시뮬레이션 결과를 수정된 분석 모델과 비교한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 초기 밀도가 붕괴 클러스터에서의 별질량함수에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 난류가 IMF 형성에 어떤 역할을 하는가? 열적 지지와 비교해보면 어떻게 되는가?
• RQ3 초기 조건 설정, 특히 안정화와 해상도가 최종 IMF에 영향을 미치는가?
• RQ4 IMF가 멱법칙에서 로그노멀 유사 분포로 전이되는 시점은 언제이며, 그 전이의 원인은 무엇인가?
• RQ5 난류에 의해 유도되는 분열이 고질량 영역에서 살페터 기울기(Γ ≈ -1.35)를 자연스럽게 생성할 수 있는가?

주요 결과

• 두 가지 명백한 분열 영역이 나타나며, 열에 의해 지배되는 영역(dN/dlogM ∝ M⁰)과 난류에 의해 지배되는 영역(dN/dlogM ∝ M⁻³ᐟ⁴)이다.
• 질량 스펙트럼의 피크는 약 0.2 M⊙에서 관측되며, 초기 질량함수의 관측된 피크와 일치한다.
• 가장 희박한 클러스터에서는 디스크 분열을 통해 약 0.01 M⊙까지의 물체가 형성되며, 이는 첫 번째 라슨 코어 질량 근처이다.
• 저질량 영역에서는 살페터 지수(-1.35)보다 기울기가 얕지만, 몇 개의 태양질량 이상에서 더 급격한 기울기로 전이된다.
• 더 급격한 IMF 기울기로의 전이는 밀도 PDF가 멱법칙(ρ⁻¹.⁵)에서 로그노멀로 변화함에 따라 발생하며, 이는 난류가 고질량 IMF 형성에 핵심적인 역할을 함을 시사한다.
• 시뮬레이션 결과, 초기 밀도 변동이나 안정화 시간에 따른 IMF의 유의미한 의존성은 없으며, 에너지 손실이 낮은 별 형성에 영향을 미치는 극단적인 경우를 제외하고는 그러한 영향이 없다.