[論文レビュー] Global Dynamical Evolution of the ISM in Star Forming Galaxies - I. High Resolution 3D HD and MHD Simulations: Effect of the Magnetic Field

Miguel A. de Avillez, D. Breitschwerdt|ArXiv.org|Feb 16, 2005

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 187

ひとこと要約

本研究では、星形成銀河における銀河ディスクとハロー間のガスダイナミクスおよび質量輸送を規制する磁場の役割を調査するために、高解像度3次元流体力学（HD）および磁気流体力学（MHD）シミュレーションを用いた。磁場は垂直ガス噴流を遅らせはするが阻止はしないことが判明した。一方、磁場は星間媒体（ISM）の構造と圧力バランスに顕著な影響を及ぼし、冷たいガスでは磁気圧が支配的であり、温かい相では運動圧力が支配的である。その結果、磁場が存在するにもかかわらず、HDシミュレーションとMHDシミュレーションの両方で、高温相の体積充填率が同等（約17–21％）となることが示された。

ABSTRACT

In star forming disk galaxies, matter circulation between stars and the interstellar gas, and, in particular the energy input by random and clustered supernova explosions, determine the dynamical and chemical evolution of the ISM, and hence of the galaxy as a whole. Using a 3D MHD code with adaptive mesh refinement developed for this purpose, we have investigated the rôle of magnetized matter circulation between the gaseous disk and the surrounding galactic halo. Special emphasis has been put on the effect of the magnetic field with respect to the volume and mass fractions of the different ISM ``phases'', the relative importance of ram, thermal and magnetic pressures, and whether the field can prevent matter transport from the disk into the halo. The simulations were performed on a grid with an area of 1 kpc$^{2}$, centered on the solar circle, extending $\pm 10$ kpc perpendicular to the galactic disk with a resolution as high as 1.25 pc. The simulations were run for a time scale of 400 Myr, sufficiently long to avoid memory effects of the initial setup, and to allow for a global dynamical equilibrium to be reached in case of a constant energy input rate. (...) We find that in general gas transport into the halo in 3D is not prevented by an initial disk parallel magnetic field, but only delayed initially, for as long as it is needed to punch holes into the thick magnetized gas disk. The mean volume filling factor of the hot phase in the disk is similar in HD and MHD (the latter with a total field strength of 4.4 $μ$G) runs, amounting to $\sim 17-21%$ for the Galactic supernova rate.

研究の動機と目的

• 星形成銀河における星間媒体（ISM）のグローバルな動的進化が磁場の影響を受ける様子を理解すること。
• ディスクに平行な磁場が、銀河ディスクからハローへの質量輸送を防げるのか、あるいは僅かに遅らせることしかできないのかを特定すること。
• 異なるISM相の体積および質量分率を定量的に評価し、熱的圧力、運動圧力、磁気圧力の相対的役割がISM構造に与える影響を評価すること。
• 高解像度でHDシミュレーションとMHDシミュレーションを比較し、磁場がISMダイナミクスおよび相分布に与える影響を分離して同定すること。

提案手法

• 太陽円周を基準として1 kpc²のグリッド上に3次元MHDシミュレーションを実施し、垂直方向に±10 kpcまで延長し、空間解像度は1.25 pcとした。
• 小スケール構造と複数スケールにわたる動的範囲を解像するために、適応メッシュ細分化（AMR）手法を用いた。
• 銀河の割合に合わせた超新星駆動乱流とエネルギー入射を含み、400 Myr間のシミュレーションを実行して動的平衡に達することを保証した。
• 磁場はディスクに平行に初期化され、密度に比例してρ¹/²のスケーリングをとった。MHDシミュレーションでは全強度が4.4 μGに設定された。
• ガス相の温度領域に応じた時間的進化を追跡し、体積充填率と圧力寄与を計算した。
• HDシミュレーションとMHDシミュレーションの結果を比較することで、磁場がガスダイナミクス、構造形成、および質量輸送に与える影響を分離した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ディスクに平行な磁場は、銀河ディスクからハローへのガスの垂直輸送を防げるのか、それとも僅かに遅らせることしかできないのか？
• RQ2 運動圧力、熱的圧力、磁気圧力は、異なるISM相のダイナミクスを支配する上で、どのように比較されるか？
• RQ3 磁場は、高密度で衝撃圧縮されたガス構造の形状と整列にどのような役割を果たすのか？
• RQ4 磁場の有無およびディスク-ハローのサイクルに応じて、高温相、温かい相、冷たい相の体積充填率はどのように変化するか？
• RQ5 磁場は、ISM内での繊維状で高密度な構造の形成と安定性にどの程度影響を及ぼすのか？

主な発見

• T ≤ 10³ Kのガスは、超新星からの収束流によって形成された衝撃圧縮・繊維状の層に集中しており、寿命は10–15 Myrにのぼり、局所的な磁場線に沿って整列している。
• T ≤ 200 Kのガスでは磁気圧力が運動圧力および熱的圧力よりも支配的であり、磁場支配領域の存在を確認した。
• 200 < T ≤ 10⁵.⁵ Kの領域では運動圧力が流れのダイナミクスを支配し、高温相（T > 10⁵.⁵ K）では熱的圧力が支配的であり、磁場線は高密度壁に向かって引き寄せられる。
• HDシミュレーションとMHDシミュレーションの両方で高温相の体積充填率は約17–21％であり、磁場がディスク内の高温相を顕著に抑制しないことを示している。
• ディスク質量の最大49％が熱的に不安定な領域（200 < T ≤ 10³.⁹ K）に存在し、温い中性媒体の質量の約65％が500–5000 Kの温度範囲に集中している。
• 4.4 μGのディスクに平行な磁場が存在するにもかかわらず、ガスのハローへの輸送は阻止されず、僅かに遅延するにとどまり、HDシミュレーションとMHDシミュレーションの両方で高温相の体積充填率が同等であった。