[论文解读] Molecular Cloud Evolution

Enrique Vázquez-Semadeni|arXiv (Cornell University)|Sep 20, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 33被引用 12

一句话总结

本文提出了一种动态的、由引力驱动的分子云（MC）演化模型，其中云体由暖中性介质中的压缩运动形成，随后过渡至冷中性介质，并经历分层的引力收缩，而非经典的virial平衡。关键结果表明，当柱密度达到临界值（~1.5×10²¹ cm⁻²）时，分子云转变为分子态、磁超临界态，并在引力上占主导地位，从而触发整体收缩和低质量恒星的早期形成；而大质量恒星形成则因大尺度涨落的缓慢坍缩而延迟发生。

ABSTRACT

I describe the scenario of molecular cloud (MC) evolution that has emerged over the past decade or so. MCs can start out as cold atomic clouds formed by compressive motions in the warm neutral medium (WNM) of galaxies. Such motions can be driven by large-scale instabilities, or by local turbulence. The compressions induce a phase transition to the cold neutral medium (CNM) to form growing cold atomic clouds, which in their early stages may constitute thin CNM sheets. Several dynamical instabilities soon destabilize a cloud, rendering it turbulent. For solar neighborhood conditions, a cloud is coincidentally expected to become molecular, magnetically supercritical, and gravitationally dominated at roughly the same column density, $N \sim 1.5 imes 10^21 \psc \approx 10 \Msun$ pc$^{-2}$. At this point, the cloud begins to contract gravitationally. However, before its global collapse is completed ($\sim 10^7$ yr later), the nonlinear density fluctuations within the cloud, which have shorter local free-fall times, collapse first and begin forming stars, a few Myr after the global contraction started. Large-scale fluctuations of lower mean densities collapse later, so the formation of massive star-forming regions is expected to occur late in the evolution of a large cloud complex, while scattered low-mass regions are expected to form earlier. Eventually, the local star formation episodes are terminated by stellar feedback, which disperses the local dense gas, although more work is necessary to clarify the details and characteristic scales of this process.

研究动机与目标

• 将观测到的云体质量与恒星形成率随时间增加的证据，与一个物理解释一致的形成机制相协调。
• 挑战传统分子云中virial平衡的假设，提出以引力收缩框架取而代之。
• 解释云体内恒星形成的时间顺序与层级结构，特别是大质量星团形成的延迟现象。
• 阐明恒星反馈在终止局部恒星形成活动及驱散致密气体中的作用。
• 评估该模型在太阳邻近区域条件下的有效性，并探讨其在其他星系环境中的适用性。

提出的方法

• 通过暖中性介质（WNM）中的压缩运动模拟云体形成，其驱动力来自大尺度不稳定性或湍流。
• 在收缩过程中应用能量守恒条件 |E_g| = E_k，作为对virial平衡（|E_g| = 2E_k）的替代。
• 利用标度关系 σ_v ∝ (ΣL)¹ᐟ² 将速度 dispersion、尺寸与柱密度联系起来，该关系与分层引力级联一致。
• 基于Heyer等人（2009）和Gibson等人（2009）的观测数据，将能量守恒模型与virial平衡进行对比检验。
• 结合湍流与冷却效应的ISM动力学数值模拟，以模拟云体形成与吸积流。
• 评估早期形成恒星的反馈在终止局部恒星形成与驱散致密气体中的作用。

实验结果

研究问题

• RQ1 在分子云并非处于virial平衡的条件下，其动态形成与演化机制如何？
• RQ2 从冷原子云向分子云转变的物理条件是什么？该转变在何种柱密度下发生？
• RQ3 为何在大尺度云复合体中，大质量恒星形成相对于低质量恒星形成存在延迟？
• RQ4 分层引力收缩如何解释速度 dispersion 与尺寸及柱密度之间的观测标度关系？
• RQ5 恒星反馈在终止局部恒星形成活动及驱散致密气体中扮演何种角色？

主要发现

• 分子云由暖中性介质中的压缩运动形成，在柱密度达到~1.5×10²¹ cm⁻²的临界值时，过渡至冷中性介质。
• 在此柱密度下，云体变为磁超临界态并受引力主导，从而启动整体引力收缩。
• 具有更短自由落体时间的局部密度涨落首先坍缩，导致在整体收缩开始后约3 Myr内形成低质量恒星。
• 大尺度、低密度的涨落坍缩较晚，解释了大质量恒星形成区的延迟形成。
• 观测到的速度 dispersion 标度关系 σ_v ∝ (ΣL)¹ᐟ² 更符合能量守恒（|E_g| = E_k）而非virial平衡（|E_g| = 2E_k）。
• 恒星反馈预计通过驱散致密气体来终止局部恒星形成活动，但其精确作用尺度与机制仍有待进一步研究。