[論文レビュー] Stellar mass spectrum within massive collapsing clumps I. Influence of the initial conditions

Yueh Ning Lee, P. Hennebelle|arXiv (Cornell University)|Nov 1, 2017

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 68被引用数 16

ひとこと要約

本研究は、適応メッシュリファインメントを用いた流体ダイナミクスシミュレーションを通じて、質量の大きな崩壊するクラスターにおける初期密度および乱流レベルが星形成質量関数（IMF）に与える影響を調査する。2つのフラグメンテーション機構が特定された：熱的支配（dN/dlogM ∝ M⁰）と乱流支配（dN/dlogM ∝ M⁻³ᐟ⁴）、ピークは約0.2 M⊙で観測されたIMFのピークと整合的であり、高質量域におけるSalpeter指数（-1.35）を達成するためには乱流駆動フラグメンテーションが鍵であると示唆される。

ABSTRACT

We conduct numerical experiments in which we systematically vary the initial density over four orders of magnitude and the turbulent velocity over a factor ten. In a companion paper, we investigate the dependence of this distribution on the gas thermodynamics. We performed a series of hydrodynamical numerical simulations using adaptive mesh refinement, with special attention to numerical convergence. We also adapted an existing analytical model to the case of collapsing clouds by employing a density probability distribution function (PDF) $\propto ρ^{-1.5}$ instead of a lognormal distribution. Simulations and analytical model both show two support regimes, dominated by either thermal energy or turbulence. For the first regime, we infer that $dN/d \log M \propto M^0$, while for the second, we obtain $dN/d \log M \propto M^{-3/4}$. This is valid up to about ten times the mass of the first Larson core, as explained in the companion paper, leading to a peak of the mass spectrum at $\sim 0.2 M_\odot$. From this point, the mass spectrum decreases with decreasing mass. Although the mass spectra we obtain for the most compact clouds qualitatively resemble the observed initial mass function, the distribution exponent is shallower than the expected Salpeter exponent of -1.35. Nonetheless, we observe a possible transition toward a slightly steeper value that is broadly compatible with the Salpeter exponent for masses above a few solar masses. This change in behavior is associated with the change in density PDF, which switches from a power-law to a lognormal distribution. Our results suggest that while gravitationally induced fragmentation could play an important role for low masses, it is likely the turbulently induced fragmentation that leads to the Salpeter exponent.

研究の動機と目的

• 初期密度および乱流が質量の大きな星形成クラスターにおける星の初期質量関数（IMF）に与える影響を理解すること。
• 重力的または乱流によって引き起こされるフラグメンテーションが、IMF形成においてどちらが支配的であるかを調査すること。
• 密度揺らぎや解像度を含む初期条件の変動に対するIMFの頑健性を評価すること。
• 熱的および乱流支配フラグメンテーション領域の遷移点とそれぞれのIMF勾配を特定すること。
• 初期条件の緩和が質量スペクトルの形成および収束性に果たす役割を探索すること。

提案手法

• 多スケールのダイナミクスを解像するため、適応メッシュリファインメント（AMR）を用いた3次元流体ダイナミクスシミュレーションを実施する。
• パラメータ空間を探索するため、初期密度を4桁の範囲、乱流速度を10倍の範囲で系統的に変化させる。
• 崩壊する雲を解析的にモデル化するため、対数正規分布ではなく、密度確率分布関数（PDF）を ρ⁻¹.⁵ に設定する。
• 自己重力のない状態で乱流交差時間の一部を経過させてから初期状態を進める「緩和された初期条件」を適用し、密度-速度相関の自己一貫性を確保する。
• 数値的収束性テストと、解像度を14レベルまで変化させたリファインメントレベルを用いて、解像度に依存しない結果の妥当性を検証する。
• 理論的IMF勾配を導出するため、適応された解析モデルとシミュレーション結果を比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期密度が崩壊するクラスターにおける星形成質量関数にどのように影響を与えるか？
• RQ2 乱流がIMFの形状に果たす役割は何か？また、熱的支持と比べてどう異なるか？
• RQ3 初期条件の設定（特に緩和と解像度）が最終的なIMFに影響を与えるか？
• RQ4 IMFがべき乗則から対数正規型の分布に遷移するのはどの時点で起こり、その原因は何か？
• RQ5 乱流によって引き起こされるフラグメンテーションは、IMFの高質量領域で自然にSalpeter勾配（Γ ≈ -1.35）を生成できるか？

主な発見

• 2つの明確なフラグメンテーション機構が出現：熱的支配（dN/dlogM ∝ M⁰）と乱流支配（dN/dlogM ∝ M⁻³ᐟ⁴）。
• 質量スペクトルのピークは約0.2 M⊙にあり、観測された初期質量関数のピークと整合的である。
• 最も希薄な雲では、ディスクフラグメンテーションにより約0.01 M⊙の物体が形成可能であり、これは最初のLarsonコアの質量に近い。
• 低質量領域ではSalpeter指数（-1.35）より緩い勾配を示すが、数太陽質量以上で勾配が急になる遷移が観察された。
• より急なIMF勾配への遷移は、密度PDFがべき乗則（ρ⁻¹.⁵）から対数正規分布に変わることに関連しており、高質量IMFの形成において乱流の重要な役割が示唆される。
• シミュレーションでは、初期密度揺らぎや緩和時間に依存するIMFの顕著な変化は見られなかったが、極端な場合（エネルギー損失により低質量星形成が減少）を除いてはそうである。