[논문 리뷰] Formation of proto-cluster: a virialized structure from gravo-turbulent collapse I. Simulation of cluster formation in collapsing molecular cloud

Yueh-Ning Lee, P. Hennebelle|arXiv (Cornell University)|2016. 03. 25.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 72인용 수 33

한 줄 요약

이 논문은 붕괴하는 분자운우에서 기체 상태의 원시은하단 형성에 대한 고해상도 MHD 시뮬레이션을 제시하며, 원시은하단이 중력- turbulent 붕괴에서 기인하며 전역적 비르발 평형에 도달함을 보여준다. 주요 결과는 원시은하단의 질량-크기 관계($R \sim M^{0.38}$에서 $M^{0.5}$)가 관측 결과와 일치하며, 난류와 회전으로 지지되는 에너지 균형이 안정적이고 자가조절적인 별은하단의 전구로 기능함을 확인한다.

ABSTRACT

Stars are often observed to form in clusters. It is therefore important to understand how such a region of concentrated mass is assembled out of the diffuse medium and its properties eventually prescribe the important physical mechanisms and determine the characteristics of the stellar cluster. We study the formation of a gaseous proto-cluster inside a molecular cloud by performing high resolution MHD simulations and associate its internal properties to those of the parent cloud by varying the level of the initial turbulence of the cloud, with a view to better characterize the subsequent stellar cluster formation. The gaseous proto-cluster is formed out of global collapse of a molecular cloud, and has non-negligible rotation due to angular momentum conservation during the collapse of the object. Most of the star formation occurs in this region which occupies only a small volume fraction of the whole cloud. We identify such regions in simulations and compare the gas and sink particles to observations. The gaseous proto-cluster inferred from simulation results present a mass-size relation that is compatible with observations. We stress that the stellar cluster radius, although clearly correlated with the gas cluster radius, depends sensitively on its definition. Energy analysis is performed to confirm that the gaseous proto-cluster is a product of gravo-turbulent reprocessing and that the support of turbulent and rotational energy against self-gravity yields a state of global virial equilibrium although collapse is occurring at smaller scale and the cluster is forming stars actively. This object then serves as the antecedent of the stellar cluster, to which the energy properties are passed on.

연구 동기 및 목표

• 붕괴하는 분자운우 내에서 밀도 높은 기체 원시은하단이 별은하단의 전구로 어떻게 형성되는지 이해하기 위해.
• 특히 난류, 중력, 각운동량의 상호작용이 원시은하단의 구조와 안정성에 미치는 물리적 메커니즘을 규명하기 위해.
• 원시은하단의 특성(질량, 크기, 에너지)을 부모 분자운우의 특성, 특히 초기 난류 수준과 연결하기 위해.
• 원시은하단이 부모 운우로부터 에너지 특성을 물려받아 후속 별 형성의 기초가 되는 비르발 평형 구조임을 검증하기 위해.

제안 방법

• 자기중력 작용 하에 다양한 초기 난류 수준을 가진 분자운우 붕괴에 대한 고해상도 자기유체역학(MHD) 시뮬레이션을 수행한다.
• 기체 운동학(수축 대 대비 회전)과 싱크 입자 분포를 이용해 원시은하단을 식별하고, 속도 및 밀도 임계값 기반의 타원형 영역을 정의한다.
• 원시은하단 크기와 수축-회전 전이를 정량적으로 결정하기 위해 $(R^2H)^{1/3}$과 같은 특성 반경 및 $W_0 = \int \vec{v} \cdot \vec{n} dm / \| \int \vec{v} \times \vec{n} dm \|$와 같은 속도 측정치를 활용한다.
• 기체 및 싱크 입자에 대해 운동에너지, 중력에너지, 총 특성 에너지를 계산하여 비르발 평형 상태를 평가하기 위해 에너지 분석을 수행한다.
• 속도 및 밀도 기울기 기반의 조각별 멱법적 피팅을 통해 수축 외곽과 원시은하단 핵을 구분한다.
• 원시은하단의 관측 데이터와의 비교를 통해 임베디드 은하단 및 기체 덩어리의 질량-크기 관계와 에너지 균형을 분석한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 분자운우의 초기 난류 수준이 기체 원시은하단의 형성과 구조에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 난류, 중력, 회전 등의 물리적 메커니즘이 원시은하단의 질량-크기 관계를 결정하며, 관측된 덩어리와 비교해 볼 때 어떻게 다른가?
• RQ3 지속적인 별 형성과 미세 구조 붕괴가 진행되는 동안에도 기체 원시은하단이 비르발 평형 상태에 있는가?
• RQ4 원시은하단의 특성(질량, 크기, 에너지)이 부모 분자운우의 조건을 어느 정도 반영하는가?
• RQ5 복잡한 난류 환경에서 운동학적 및 역학적 기준을 활용해 원시은하단 경계를 어떻게 신뢰성 있게 정의할 수 있는가?

주요 결과

• 기체 원시은하단은 분자운우의 전역적 중력 붕괴에 의해 형성되며, 각운동량 보존에 의해 상당한 회전을 갖는다.
• 원시은하단은 $R \sim M^{0.38}$에서 $M^{0.5}$의 질량-크기 관계를 보이며, ATLASGAL 및 기타 조사 결과와 일치한다.
• 에너지 분석 결과 원시은하단이 전역적 비르발 평형 상태에 있음을 확인하였으며, 난류 및 회전 에너지가 중력 에너지를 상쇄함을 보여준다.
• 원시은하단은 부모 운우의 작은 부피 분율을 차지하지만, 밀도가 높고 별 형성이 일어나는 독립된 구조이며, 큰 운우의 에너지 특성을 물려받고 재처리한다.
• 다양한 방법(예: $R$, $\sqrt{RH}$, $(R^2H)^{1/3}$ 사용)으로 원시은하단 크기를 정의하더라도 일관된 결과를 얻었으며, 식별 알고리즘의 신뢰성을 확인한다.
• 원시은하단은 별은하단의 전구로 기능하며, 별 형성 후행 효과가 모델에 포함되지 않았음에도 불구하고 에너지 상태를 최종 별계에 전달한다.