[論文レビュー] Fast Reconnection and Reconnection Diffusion: Implications for Star Formation

A. Lazarian|arXiv (Cornell University)|Nov 3, 2011

Astronomy and Astrophysical Research参考文献 10被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、乱流星間プラズマにおける高速磁気再結合が、イオン化度に依存せずに磁場線の位相的変化を迅速に可能にするメカニズム「再結合拡散」を導入する。このメカニズムは、星形成においてアービパラル拡散を上回り、特に弱イオン化媒体において顕著である。本稿は、乱流で磁場に満たされた星間媒体における磁場の進化を定量的にモデル化するフレームワークを提供する。

ABSTRACT

Fast reconnection of magnetic field in turbulent fluids allows magnetic field to change its topology and connections. As a result, the traditional concept of magnetic fields being frozen into the plasma is no longer applicable. The diffusion of plasmas and magnetic field is enabled by reconnection and therefore is termed "reconnection diffusion". We explore the consequences of reconnection diffusion for star formation. In the paper we explain the physics of reconnection diffusion both from macroscopic and microscopic points of view. We quantify the reconnection diffusion rate both for weak and strong MHD turbulence and address the problem of reconnection diffusion acting together with ambipolar diffusion. In addition, we provide a criterion for correctly representing the magnetic diffusivity in simulations of star formation. We show that the role of the plasma effects is limited to "breaking up lines" on small scales and does not affect the rate of reconnection diffusion. We address the existing observational results and demonstrate how reconnection diffusion can explain the puzzles presented by observations, in particular, the observed higher magnetization of cloud cores in comparison with the magnetization of envelopes. We also outline a possible set of observational tests of the reconnection diffusion concept and discuss how the application of the new concept changes our understanding of star formation and its numerical modeling. Finally, we outline the differences of the process of reconnection diffusion and the process of accumulation of matter along magnetic field lines that is frequently invoked to explain the results of numerical simulations

研究の動機と目的

• 星形成のモデル化において、特に磁場支配的または弱イオン化環境において、従来のアービパラル拡散の限界を克服すること。
• 乱流星間プラズマにおける磁場線の混合およびプラズマ拡散の代替メカニズムとして、再結合拡散を有効なものとして確立すること。
• 弱いおよび強いMHD乱流条件下での再結合拡散率を定量的に評価すること。
• 星形成の数値シミュレーションにおいて、磁場拡散率を正確に表現するための基準を提供すること。
• 観測で示される星なし核における高いコア磁化度と理論モデルの不一致を解消すること。

提案手法

• 磁束管の再結合という巨視的および磁場線の拡散という微視的観点から再結合拡散を分析する。
• 抵抗率やイオン化度に依存しない、乱流渦のスケールと速度に基づいた再結合拡散係数を導出する。
• 統一的な枠組みの中で再結合拡散とアービパラル拡散を比較し、イオン化度に伴うスケーリングの相違を強調する。
• 数値シミュレーションと解析的モデルを用いて、乱流MHDにおける磁場線の散逸およびプラズマ混合の速度を定量的に評価する。
• 特に星なし核および準原始星核における星間媒体の状態にこの概念を適用する。
• 分子雲核内の磁化プロファイルに基づいた観測的検証を提案する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 乱流プラズマにおける高速磁気再結合は、抵抗率やイオン化度に依存せずに、どのようにプラズマおよび磁場線の拡散を可能にするか？
• RQ2 弱いおよび強いMHD乱流状態における再結合拡散の定量的レートは何か？
• RQ3 星形成過程における磁場の進化を制御する観点で、再結合拡散はアービパラル拡散とどのように比較されるか？
• RQ4 なぜ観測では雲核のコア部における磁化度がエンベロープよりも高いと示されているのか？再結合拡散はこれを説明できるか？
• RQ5 星形成モデルにおける磁場拡散率を正しく表現するためには、シミュレーションが満たすべき基準は何か？

主な発見

• 再結合拡散はイオン化度に依存せず作用するため、アービパラル拡散が失敗する弱イオン化星間媒体でも有効に機能する。
• 再結合拡散係数は、抵抗率やプラズマの衝突性に依存せず、乱流渦のスケールと速度に比例する。
• 乱流環境下では、磁場線の混合およびプラズマの輸送において、再結合拡散がアービパラル拡散を上回る。
• このモデルは、星なしコア中心部の磁化度がエンベロープよりも高いという観測的事実を説明でき、長年の謎を解消する。
• 再結合拡散は、磁場線の効率的な散逸および乱流混合を引き起こし、フラックスフリージングが予測する時間スケールよりも短いスケールで、プラズマと磁場線が分離する。
• 本稿は、磁場拡散率を正しくシミュレートするための基準を提示する：シミュレーションは、再結合拡散を引き起こす乱流渦のスケールを解像する必要がある。