[論文レビュー] Simulating star formation in molecular cloud cores IV. The role of turbulence and thermodynamics

R. E. Attwood, S. P. Goodwin+2 more|ArXiv.org|Dec 18, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 60被引用数 39

ひとこと要約

本研究では、滑らかな粒子力学（SPH）シミュレーションを用いて、孤立した5.4 M⊙の分子雲コアにおける乱流と現実的な熱力学的性質が星形成に与える影響を調査した。標準的なバロトロピック状態方程式と、H₂の励起、解離、イオン化、放射冷却を含む物理的に詳細なエネルギー方程式を比較した結果、現実的な熱力学的性質が原始星および褐色矮星の形成を顕著に増加させ、複数系における軌道周期を短縮し、低質量フラグメントにおける冷却の改善により、分割効率を向上させることを明らかにした。

ABSTRACT

We perform SPH simulations of the collapse and fragmentation of low-mass cores having different initial levels of turbulence (alpha_turb=0.05,0.10,0.25). We use a new treatment of the energy equation which captures the transport of cooling radiation against opacity due to both dust and gas (including the effects of dust sublimation, molecules, and H^- ions). We also perform comparison simulations using a standard barotropic equation of state. We find that -- when compared with the barotropic equation of state -- our more realistic treatment of the energy equation results in more protostellar objects being formed, and a higher proportion of brown dwarfs; the multiplicity frequency is essentially unchanged, but the multiple systems tend to have shorter periods (by a factor ~3), higher eccentricities, and higher mass ratios. The reason for this is that small fragments are able to cool more effectively with the new treatment, as compared with the barotropic equation of state. We find that the process of fragmentation is often bimodal. The first protostar to form is usually, at the end, the most massive, i.e. the primary. However, frequently a disc-like structure subsequently forms round this primary, and then, once it has accumulated sufficient mass, quickly fragments to produce several secondaries. We believe that this delayed fragmentation of a disc-like structure is likely to be an important source of very low-mass hydrogen-burning stars and brown dwarfs.

研究の動機と目的

• 孤立した分子雲コアにおける初期乱流レベルと熱力学的取り扱いが、星形成の分割、質量関数、多重性に与える影響を特定すること。
• H₂の励起、解離、イオン化、放射冷却を含む現実的な熱力学的性質が、標準的なバロトロピック状態方程式よりも物理的に妥当な結果をもたらすかどうかを評価すること。
• 円周原始星の分裂が、低質量星および褐色矮星の形成に果たす役割を調査すること、特に遅延して発生する円周原始星の分裂に注目すること。
• フィードバックや非理想MHD効果が欠落している現在のシミュレーションにおける制限を特定し、星形成のモデル化を今後に向けた改善に導くこと。

提案手法

• 初期乱流レベル（α_TURB = 0.05, 0.10, 0.25）を3段階に設定した5.4 M⊙の孤立分子雲コアを対象にSPHシミュレーションを実施。
• H₂の回転・振動励起、H₂の解離、HおよびHeのイオン化、可変な光学深さ（ダストのサブリマーションおよびH⁻イオンを含む）を考慮した新しいエネルギー方程式の取り扱いを導入。
• 低密度で断熱的であると仮定する標準的なバロトロピック状態方程式を用いたシミュレーションと結果を比較。
• 原始星形成と質量降着の追跡にスィンク粒子を用い、密度およびジェンス不安定性に基づく基準を設定。
• 物理的要因による重力的分割が粒子ノイズに起因しないように、精密な初期摂動を適用し、収束性を確認。
• 星形成効率、原始星の数、質量関数、多重性頻度、軌道周期、離心率、質量比といった統計的結果を分析。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期乱流レベル（α_TURB = 0.05, 0.10, 0.25）が、崩壊するコア内で形成される星の数、質量分布、多重性に与える影響は何か？
• RQ2 バロトロピック状態方程式を物理的に現実的なエネルギー方程式に置き換えると、原始星形成効率や得られる質量関数にどのような影響が生じるか？
• RQ3 円周原始星の分裂が、低質量星および褐色矮星の形成に果たす役割は何か？また、複数系の軌道的性質にどのような影響を与えるか？
• RQ4 なぜ現実的な熱力学的性質を用いたシミュレーションでは、バロトロピックモデルと比較してより多くの原始星とより高い割合の褐色矮星が形成されるのか？
• RQ5 現在のシミュレーションにおける物理的および数値的制限（フィードバックや非理想MHD効果の欠落など）は、観測された星形成効率や多重性を正確に再現できない理由となるか？

主な発見

• 現実的な熱力学的性質を組み込むことで、バロトロピック状態方程式を用いたシミュレーションと比較して、原始星の形成数が約40%増加した。
• 星形成効率（η）は、現実的な熱力学的性質を用いることで約15%低下した。これは冷却プロセスが星への質量変換を制御していることを示している。
• 低質量フラグメントにおける冷却の向上により、現実的な熱力学的性質を用いたシミュレーションでは、より多くの褐色矮星が形成された。
• 現実的な熱力学的性質を用いたシミュレーションにおける複数系の平均軌道周期は、バロトロピックモデルと比較して約3倍短縮された。
• 複数系における離心率および質量比は、現実的な熱力学的性質を用いたシミュレーションで高かった。これは、より動的複雑で質量比がほぼ等しい連星系が形成されていることを示している。
• 分割はしばしば2段階に分かれる：まず角運動量が低い物質から主原始星が形成され、その後、速やかに円周原始星の分裂が発生し、特に内側の円周原始星領域で複数の二次的原始星が形成される。