[논문 리뷰] The Formation and Evolution of Prestellar Cores

P. André, Shantanu Basu외 1명|ArXiv.org|2008. 01. 28.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 1인용 수 21

한 줄 요약

이 논문은 난류적이고 자기적으로临계 상태인 분자구름이 중력 불안정성에 의해 예성운핵으로 분열되고, 애벌레 확산이 핵의 붕괴를 가능하게 하는 혼합 자기유체역학(MHD) 시나리오를 제안한다. 연구는 예성운핵 질량 함수가 항성 초기 질량 함수와 매우 유사함을 발견하여, 항성 질량이 주로 붕괴가 시작되기 이전 단계에서 결정된다는 것을 시사한다.

ABSTRACT

Improving our understanding of the initial conditions and earliest stages of star formation is crucial to gain insight into the origin of stellar masses, multiple systems, and protoplanetary disks. We review the properties of low-mass dense cores as derived from recent millimeter/submillimeter observations of nearby molecular clouds and discuss them in the context of various contemporary scenarios for cloud core formation and evolution. None of the extreme scenarios can explain all observations. Pure laminar ambipolar diffusion has relatively long growth times for typical ionization levels and has difficulty satisfying core lifetime constraints. Purely hydrodynamic pictures have trouble accounting for the inefficiency of core formation and the detailed velocity structure of individual cores. A possible favorable scenario is a mixed model involving gravitational fragmentation of turbulent molecular clouds close to magnetic criticality. The evolution of the magnetic field and angular momentum in individual cloud cores after the onset of gravitational collapse is also discussed. In particular, we stress the importance of radiation-magnetohydrodynamical processes and resistive MHD effects during the protostellar phase. We also emphasize the role of the formation of the short-lived first (protostellar) core in providing a chance for sub-fragmentation into binary systems and triggering MHD outflows. Future submillimeter facilities such as Herschel and ALMA will soon provide major new observational constraints in this field. On the theoretical side, an important challenge for the future will be to link the formation of molecular clouds and prestellar cores in a coherent picture.

연구 동기 및 목표

• 분자구름 내 예성운핵의 초기 조건과 초기 진화를 이해하기 위해.
• 순수한 애벌레 확산 또는 순수한 유체역학적 붕괴 이론 모델과의 관측 결과 간 괴리점을 해결하기 위해.
• 자기장, 난류, 애벌레 확산이 예성운핵 형성과 항성 초기 질량 함수(IMF) 기원에 미치는 역할을 명확히 하기 위해.
• 혼합 MHD-난류 시나리오가 예성운핵 형성 효율성과 속도 구조를 설명하는 데 얼마나 타당한지 평가하기 위해.
• 미래의 마이크로파장 시설인 허셜과 아름이 예성운핵 형성과 진화에 대해 제기하는 관측적·이론적 과제를 규명하기 위해.

제안 방법

• 근접한 분자구름의 밀리미터/서브밀리미터 관측을 분석하여 밀도 대비, 열량 밀도, 속도 구조 등을 포함한 예성운핵 특성들을 규명하기 위해.
• 순수한 애벌레 확산, 순수한 유체역학적 붕괴, 혼합 MHD-난류 시나리오를 포함한 이론 모델과 관측된 예성운핵 특성을 비교하기 위해.
• 자기적 안정성과 밀도 대비를 평가하기 위한 기준으로 보너-에버스트 임계 구형 모델을 사용하기 위해.
• 핵 형성 효율성과 분열을 규제하는 자기 임계성(질량-자기장 비율)의 역할을 평가하기 위해.
• 원형성운핵 붕괴 기간 동안 자기장과 각운동량의 진화를 모델링하기 위해, 저항성 MHD 및 복사-MHD 효과에 중점을 두기 위해.
• 첫 번째(원형성운핵) 핵의 형성이 부분 분열과 MHD 분출을 유도하는 메커니즘으로서의 역할을 조사하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 순수한 애벌레 확산이 관측된 예성운핵 수명과 형성률을 설명할 수 있는가?
• RQ2 왜 순수한 유체역학적 모델은 관측된 예성운핵의 낮은 난류성과 낮은 상호작용 빈도, 그리고 낮은 형성 효율을 설명하지 못하는가?
• RQ3 임계 상태 근처에서 난류와 자기장이 함께 작용할 때 자가중력 예성운핵이 어떻게 형성되는가?
• RQ4 첫 번째 원형성운핵이 이중성계 형성과 MHD 분출을 유도하는 데 어떤 역할을 하는가?
• RQ5 허셜과 아름과 같은 향후 시설은 예성운핵 형성과 진화에 대해 어떤 제약 조건을 더 잘 제공할 수 있는가?

주요 결과

• 예성운핵은 평균 밀도 대비가 최소 5–10이며, 부모 구름 대비 열량 밀도 대비가 최소 2 이상으로, 보너-에버스트 구형의 값보다 높다.
• 0.1에서 5 M☉ 사이에서 예성운핵 질량 함수(CMF)는 항성 초기 질량 함수(IMF)와 매우 유사하며, 이는 항성 질량이 주로 예성운핵 단계에서 결정된다는 것을 시사한다.
• 순수한 애벌레 확산는 일반적인 간섭 이온화 수준에서 핵 형성에 필요한 시간 스케일보다 너무 느리므로 주요 메커니즘으로서 배제된다.
• 순수한 유체역학적 모델은 예성운핵에서 관측된 낮은 난류성과 낮은 상호작용 빈도, 그리고 낮은 형성 효율을 설명하지 못한다.
• 혼합 MHD-난류 시나리오—즉, 자기적으로 임계 상태인 구름 내 난류가 씨앗 핵을 생성하고, 자기장에 의해 제어되는 조건에서 핵이 성장하고 붕괴하는 과정—가 관측 결과를 가장 잘 설명한다.
• 원형성운핵 분출과 첫 번째(원형성운핵) 핵의 형성은 이중성계 형성과 물질 축적 조절에 중요한 역할을 한다.